Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 27. März 2024.

27. März 2024 – Das Innere der Sonne dreht sich nicht in allen Breitengraden mit der gleichen Geschwindigkeit. Der physikalische Ursprung dieser differentiellen Rotation ist noch nicht vollständig geklärt. Ein Team von Wissenschaftlern am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen hat jetzt eine bahnbrechende Entdeckung gemacht. Wie das Team heute in der Zeitschrift Science Advances berichtet, spielen langperiodische Sonnenschwingungen eine entscheidende Rolle dabei, das Rotationsmuster der Sonne zu steuern. MPS-Wissenschaftler hatten diese Schwingungen 2021 entdeckt. Die langperiodischen Schwingungen sind vergleichbar mit den baroklin instabilen Wellen in der Erdatmosphäre, die das Wetter bestimmen. Auf der Sonne transportieren diese Schwingungen Wärme von den etwas heißeren Polen zum etwas kühleren Äquator. Um zu ihren neuen Ergebnissen zu gelangen, werteten die Wissenschaftler Beobachtungen des Solar Dynamics Observatory der NASA mit Hilfe modernster numerischer Simulationen des Sonneninneren aus. Sie fanden heraus, dass der Temperaturunterschied zwischen den Polen und dem Äquator etwa sieben Grad beträgt.

Das differentielle Rotationsmuster der Sonne gibt Wissenschaftler*innen seit Jahrzehnten Rätsel auf: Während sich die Pole mit einer Periode von etwa 34 Tagen drehen, rotieren die mittleren Breiten schneller und die Äquatorregion benötigt nur etwa 24 Tage für eine volle Umdrehung. Darüber hinaus haben in den vergangenen Jahren Fortschritte in der Helioseismologie, d.h. der Untersuchung des Sonneninneren mit Hilfe von solaren Schallwellen, ergeben, dass dieses Rotationsprofil in der gesamten Konvektionszone nahezu konstant ist. Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von einer Tiefe von etwa 200.000 Kilometern bis zur sichtbaren Sonnenoberfläche und ist Schauplatz heftiger Umwälzungen des heißen Sonnenplasmas. Diese spielen eine entscheidende Rolle für den Magnetismus und die Aktivität der Sonne.

Theoretische Modelle deuten seit Langem darauf hin, dass zwischen den Sonnenpolen und dem Äquator ein geringer Temperaturunterschied vorliegen muss. Nur so lässt sich das bekannte Rotationsmuster der Sonne aufrechterhalten. Diesen Temperaturunterschied zu messen, hat sich allerdings als äußerst schwierig erwiesen. Schließlich müssen Beobachtungen durch den Hintergrund des tiefen Sonneninneren „hindurchsehen“, das eine Temperatur von bis zu einer Million Grad aufweist. Wie die MPS-Forscher zeigen, ist es nun aber möglich, den Temperaturunterschied aus Beobachtungen der langperiodischen Schwingungen der Sonne zu ermitteln.

Schwingungen in hohen Breitengraden steuern die differentielle Rotation
Bei ihrer Analyse von Beobachtungsdaten, die der Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) an Bord des Solar Dynamics Observatory der NASA von 2017 bis 2021 aufgenommen hat, wandten sich die Wissenschaftler globalen Sonnenschwingungen mit langen Perioden zu, die als Wirbelbewegungen an der Sonnenoberfläche erkennbar sind. Vor drei Jahren hatten MPS-Wissenschaftler diese Trägheitsschwingungen entdeckt. Von diesen beobachteten Schwingungsmoden erwiesen sich jene als besonders einflussreich, die ihre maximalen Geschwindigkeiten von bis zu 70 Kilometer pro Stunden in hohen Breitengraden erreichen.

Um die nichtlineare Natur dieser Schwingungen zu untersuchen, wurde eine Reihe numerischer dreidimensionaler Simulationen durchgeführt. In den Simulationen der langperiodischen Schwingungen mit maximalen Geschwindigkeiten in hohen Breiten zeigt sich, dass diese Schwingungen Wärme von den Sonnenpolen zum Äquator transportieren. Dadurch begrenzen sie den Temperaturunterschied zwischen diesen Gebieten auf weniger als sieben Grad. „Der sehr geringe Temperaturunterschied zwischen den Polen und dem Äquator steuert die Drehimpulsbilanz in der Sonne und ist damit ein wichtiger Rückkopplungsmechanismus für die globale Dynamik der Sonne“, sagt MPS-Direktor Prof. Dr. Laurent Gizon.

Mit ihren Simulationen haben die Forscher die entscheidenden Prozesse erstmals in einem vollständig dreidimensionalen Modell beschrieben. Frühere Bemühungen hatten sich auf zweidimensionale Ansätze beschränkt, die eine Symmetrie um die Rotationsachse der Sonne voraussetzen. „Der Abgleich der nichtlinearen Simulationen mit den Beobachtungen ermöglichte es uns, die Physik der langperiodischen Schwingungen und ihre Rolle bei der Steuerung der differentiellen Rotation der Sonne zu verstehen“, sagt Dr. Yuto Bekki, MPS-Postdoc und Hauptautor der Studie.

Sonneninneres und Erdatmosphäre haben eine ähnliche Physik
Die Oszillationen mit maximalen Geschwindigkeiten in hohen Breitengraden der Sonne werden ähnlich wie außertropische Wirbelstürme auf der Erde durch ein Temperaturgefälle angetrieben. Die Physik ist ähnlich, auch wenn die Details unterschiedlich sind: „Auf der Sonne ist der Sonnenpol etwa sieben Grad heißer als der Äquator, und das reicht aus, um Strömungen von etwa 70 Kilometern pro Stunde über einen großen Teil der Sonne anzutreiben. Der Prozess ähnelt in gewisser Weise dem Antrieb von Wirbelstürmen“, sagt MPS-Wissenschaftler Dr. Robert Cameron.

Große Erwartungen
Die Physik des tiefen Sonneninneren zu erforschen ist schwierig. Die aktuelle Studie ist wichtig, da sie zeigt, dass die langperiodischen Schwingungen der Sonne nicht nur nützliche „Diagnoseinstrumente“ für das Sonneninnere sind, sondern dass sie aktiv die Prozesse in der Sonne steuern. Zukünftige Arbeiten, die im Rahmen des ERC Synergy Grant WHOLESUN und des Sonderforschungsbereiches 1456 ‘Mathematik des Experiments’ durchgeführt werden, zielen darauf ab, die Rolle dieser Schwingungen und ihr diagnostisches Potenzial besser zu verstehen.

Originalveröffentlichung
Yuto Bekki, Robert H. Cameron, Laurent Gizon:
The Sun’s differential rotation is controlled by high-latitude baroclinically unstable inertial modes,
Science Advances, 27. März 2024
dx.doi.org/10.1126/sciadv.adk5643
https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adk5643

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 25. November 2022.

25. November 2022 – Mit Hilfe von Messdaten der amerikanischen Wettersatelliten GOES hat ein Forscherteam unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) einen wichtigen Schritt getan, der Sonne eines ihrer hartnäckigsten Geheimnisse zu entlocken: Wie gelingt es unserem Stern, den Sonnenwind ins All zu schleudern? Die Messdaten erlauben einen einzigartigen Blick auf eine Schlüsselregion in der Sonnenkorona, zu der Forschende bisher kaum Zugang hatten. Dort hat das Team erstmals ein dynamisches Netz langgezogener, verwobener Plasmastrukturen sichtbar gemacht. Zusammen mit Daten anderer Raumsonden und umfangreichen Computersimulationen zeigt sich ein klares Bild: Dort, wo die langen Fäden des koronalen Netzes wechselwirken, entlädt sich magnetische Energie – und Teilchen entweichen ins All. Das Team, zu dem auch Forscher des Southwest Research Institute (Boulder, USA), der Predictive Science Inc. (San Diego, USA) und dem Goddard Space Flight Center der NASA (Greenbelt, USA) gehören, berichtet von seinen Ergebnissen in der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Astronomy.

Die Wettersatelliten GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites) der Wetter- und Ozeanographiebehörde (NOAA) der USA haben traditionell anderes als die Sonne im Sinn. Seit 1974 kreist das Satellitensystem in einer Höhe von etwa 36.000 Kilometern um unseren Planeten und liefert ununterbrochen erdbezogene Daten etwa zur Wetter- und Sturmvorhersage. Im Laufe der Jahre wurde die ursprüngliche Konfiguration um neuere Satelliten erweitert. Die drei jüngsten Mitglieder der Satellitenfamilie, die derzeit in Betrieb sind, sind zusätzlich mit Instrumenten ausgestattet, die zur Vorhersage des Weltraumwetters auf die Sonne schauen. Sie können die ultraviolette Strahlung aus der Korona unseres Sterns abbilden.

Eine besondere Messkampagne fand im August und September 2018 statt. Ihr Ziel war es, die ausgedehnte Sonnenkorona abzubilden. Mehr als einen Monat lang schaute das GOES-Sonneninstrument Solar Ultraviolet Imager (SUVI) nicht nur so wie sonst direkt auf die Sonne, sondern fing auch Aufnahmen ein, die seitlich versetzt waren. „Wir hatten die seltene Gelegenheit, das Instrument auf ungewöhnliche Weise einzusetzen und so eine Region zu beobachten, die noch nicht wirklich erforscht wurde“, sagt Dr. Dan Seaton vom Southwest Research Institute, der während der Beobachtungskampagne als leitender Wissenschaftler für SUVI tätig war. „Wir wussten nicht einmal, ob es funktionieren würde, aber wir wussten, dass wir wichtige Entdeckungen machen würden, wenn es funktioniert.

Durch Zusammensetzen der Bilder aus den verschiedenen Blickwinkeln ließ sich das Sichtfeld des Instrumentes deutlich vergrößern und so erstmals die komplette mittlere Korona, eine Schicht der Sonnenatmosphäre, die 350.000 Kilometer (also etwa einen halben Sonnenradius) oberhalb der sichtbaren Sonnenoberfläche beginnt, im ultravioletten Licht abbilden.

Andere Raumsonden, welche die Sonne untersuchen und Daten aus der Korona sammeln, wie etwa die NASA-Sonde Solar Dynamics Observatory (SDO) oder das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) von NASA und ESA, blicken in tiefer- oder höherliegende Schichten. „In der mittleren Korona hatte die Sonnenforschung bisher eine Art blinden Fleck. Die GOES-Daten sorgen hier für eine deutliche Verbesserung“, so Dr. Pradeep Chitta vom MPS, Erstautor der neuen Studie. In der mittleren Korona vermuten Forscherinnen und Forscher Prozesse, die den Sonnenwind antreiben und modulieren.

Mit Überschallgeschwindigkeit durchs All
Der Sonnenwind ist eines der raumgreifendsten Merkmale unseres Sterns. Der Strom aus geladenen Teilchen, den die Sonne ins All schleudert, strömt bis an den Rand unseres Sonnensystems und erzeugt so die Heliosphäre, eine Blase dünnen Plasmas, das den Einflussbereich der Sonne markiert. Je nach Geschwindigkeit wird der Sonnenwind in eine schnelle und langsame Komponente unterteilt. Der so genannte schnelle Sonnenwind, der Geschwindigkeiten von mehr als 500 Kilometern pro Sekunde erreicht, stammt aus dem Inneren der koronalen Löcher. Das sind Regionen, die in der ultravioletten Strahlung aus der Korona dunkel erscheinen. Wo der langsame Sonnenwind seinen Ursprung nimmt, ist unklarer. Doch selbst diese langsameren Teilchen rasen mit Überschallgeschwindigkeiten von 300 bis 500 Kilometern pro Sekunde durchs All.

Diese langsame Komponente des Sonnenwindes wirft noch immer viele Fragen auf. Mehr als eine Million Grad heißes Plasma aus der Korona muss der Sonne entkommen, um den langsamen Sonnenwind zu bilden. Welcher Mechanismus ist hier am Werk? Zudem ist der langsame Sonnenwind nicht homogen, sondern offenbart zumindest teilweise eine strahlenartige Feinstruktur. Wo und wie entsteht sie? Diesen Fragen geht die neue Studie nach.

Ein Blick in die mittlere Korona
In den GOES-Daten zeigt sich in Äquatornähe eine Region, die das besondere Interesse der Forscherinnen und Forscher weckte: zwei koronale Löcher, von denen der Sonnenwind ungehindert fortströmt, in unmittelbarer Nachbarschaft zu einem Bereich hoher Magnetfeldstärke. Wechselwirkungen zwischen Systemen wie diesen gelten als mögliche Ausgangspunkte für den langsamen Sonnenwind. Oberhalb dieser Region durchziehen langgezogene, radial nach außen weisende Plasmastrukturen die mittlere Korona. Als koronales Netz bezeichnet das Autorenteam das Phänomen, das mit Hilfe der GOES-Satelliten jetzt erstmals direkt abgebildet wird. Das Netz ist ständig in Bewegung: Seine langgezogenen Strukturen kreuzen einander und gruppieren sich um.

Eine ähnliche Architektur des Sonnenplasmas kennen Forscherinnen und Forscher seit Langem aus der äußeren Korona. Aufnahmen aus diesem Bereich im sichtbaren Licht liefert seit Jahrzehnten der Koronograph LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) an Bord der Raumsonde SOHO, die im vergangenen Jahr ihr 25-jähriges Dienstjubiläum feierte. Die strahlenartigen Ströme in der äußeren Korona deuten Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler als Feinstruktur des langsamen Sonnenwindes, der in der äußeren Korona seine Reise ins All beginnt. Wie die neue Studie nun eindrucksvoll zeigt, herrscht diese Feinstruktur bereits in der mittleren Korona vor.

Einfluss des solaren Magnetfeldes
Um das Phänomen besser zu verstehen, wertete das Forscherteam auch Daten weiterer Raumsonden aus: Der NASA-Sonnenspäher Solar Dynamics Observatory (SDO) ermöglichte den zeitgleichen Blick auf die Oberfläche der Sonne; die Raumsonde STEREO-A, die seit 2006 der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne vorauseilt, bot eine Perspektive von der Seite.

Mit modernen Berechnungsmethoden, die Beobachtungsdaten von der Sonne einbeziehen, können Forscherinnen und Forscher mit Hilfe von Supercomputern realistische 3D-Modelle des schwer fassbaren Magnetfelds in der Sonnenkorona erstellen. In dieser Studie verwendete das Team ein modernes magnetohydrodynamisches (MHD) Modell, um das Magnetfeld und den Plasmazustand der Korona für diesen Zeitraum zu simulieren. „Dies hat uns geholfen, die faszinierende Dynamik, die wir in der mittleren Korona beobachtet haben, mit den vorherrschenden Theorien über die Entstehung des Sonnenwindes zu verbinden“, sagt Dr. Cooper Downs von Predictive Science Inc., der die Computersimulationen durchgeführt hat.

Wie die Rechnungen nahelegen, folgen die Plasmastrukturen des koronalen Netzes dem Verlauf der Magnetfeldlinien. „Wir gehen davon aus, dass sich die Architektur des Magnetfeldes auf den langsamen Sonnenwind überträgt und eine wichtige Rolle bei der Beschleunigung der Sonnenwindteilchen ins All spielt“, so Chitta. Demnach fließt das heiße Sonnenplasma in der mittleren Korona entlang der offenen Magnetfeldlinien des koronalen Netzes. Wo sich die Feldlinien kreuzen und wechselwirken, wird Energie frei.

Viel spricht dafür, dass die Forscherinnen und Forscher einem grundsätzlichen Phänomen auf der Spur sind. „In Phasen hoher Sonnenaktivität treten in Äquatornähe koronale Löcher häufig in unmittelbarer Nachbarschaft zu Gebieten hoher Magnetfeldstärke auf“, so Chitta. „Das koronale Netz, das wir beobachtet haben, dürfte deshalb kein Einzelfall sein“, fügt er hinzu.

Weitere und detaillierte Erkenntnisse erhofft sich das Team von künftigen Sonnenmissionen. Einige von ihnen wie etwa die für 2024 geplante ESA-Mission Proba-3 sind mit Instrumenten ausgerüstet, die speziell die mittlere Korona ins Visier nehmen. Das MPS ist an der Verarbeitung und Auswertung der Daten beteiligt. Zusammen mit Messdaten von bereits aktiven Sonden wie der Parker Solar Probe der NASA und dem Solar Orbiter der ESA, die die Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde verlassen, wird so ein besseres Verständnis der dreidimensionalen Struktur des koronalen Netzes möglich.

Originalpublikation:
L.P. Chitta, D.B. Seaton, C. Downs, C.E. DeForest, A.K. Higginson:
Direct observations of a complex coronal web driving highly structured slow solar wind,
Nature Astronomy, 24. November 2022, https://www.nature.com/articles/s41550-022-01834-5

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Quelle: Universität Göttingen.

13. Oktober 2021 – Protuberanzen schweben als riesige Wolken über der Sonne, gehalten von einem Stützgerüst aus magnetischen Kraftlinien, deren Fußpunkte in tiefen Sonnenschichten verankert sind. Die dort stets herrschenden Strömungen bewegen das Stützgerüst und damit die Protuberanz. Ein Forschungsteam der Universität Göttingen und der Institute für Astrophysik aus Paris, Potsdam und Locarno hat beobachtet, dass in den Sonnenprotuberanzen die ionisierte Eisen-Atome um bis zu 70 Prozent schneller sind als neutrale Helium-Atome. Die Ergebnisse der Studie sind in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal erschienen.

Die Forscher beobachteten, wie magnetische Kräfte innerhalb von zehn Minuten eine Protuberanz um 25.000 Kilometer – etwa zwei Erddurchmesser – anhoben. Das entspricht mit 42 Kilometern pro Sekunde etwa der vierfachen Schallgeschwindigkeit in der Protuberanz. Dabei traten Schwingungen mit einer Periode von 22 Sekunden auf, bei denen ionisierte Eisen-Atome bis zu 70 Prozent schneller waren als neutrale Helium-Atome. Nach den Gesetzen der Physik müssen die elektrisch geladenen Eisen-Ionen den Bewegungen des Magnetfeldes folgen, nicht aber die ungeladenen Helium-Atome. Diese werden zwar von den Ionen mitgerissen, jedoch nur zum Teil, da es nicht genügend Kollisionen gibt, weil der Gasdruck zu niedrig ist.

Solche Bedingungen, bei denen teil-ionisiertes Gas mit wenigen Kollisionen vorkommt, spielen in der Astrophysik eine wichtige Rolle – nicht nur in Sonnen-Protuberanzen, sondern unter anderem auch in Gas-Wolken, aus denen sich Sterne und Planeten bilden, im weit-verteilten Gas zwischen den Sternen und im Gas zwischen Galaxien. Die theoretische Astrophysik simuliert solch einen Zustand mit zwei Flüssigkeiten, die nur schwach miteinander wechselwirken. „Diese Rechnungen enthalten Modell-Annahmen, von denen einige mit den neuen Messergebnissen überprüft werden können“, sagt Dr. Eberhard Wiehr vom Institut für Astrophysik der Universität Göttingen.

Das Team führte die Beobachtungen am Sonnenteleskop in Locarno durch, mit dem nur zwei Emissionslinien gleichzeitig gemessen werden konnten. Nun planen die Wissenschaftler erweiterte Beobachtungen am französischen Teleskop auf Teneriffa, mit dem mehrere Linien gleichzeitig vermessen werden können. Zudem ermöglicht die vierfache Lichtstärke dieses Teleskops eine so kurze Belichtung der lichtempfindlichen Kameras, dass noch kürzere Schwingungsperioden messbar werden. „Möglicherweise finden wir dann noch höhere Geschwindigkeitsunterschiede zwischen den geladenen Ionen und den neutralen Atomen.“

Originalveröffentlichung:
Eberhard Wiehr et al. Velocity Difference of Ions and Neutrals in Solar Prominences. Astrophysical Journal (2021).

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

20. Juli 2021 – Ein Team von Sonnenphysikerinnen und Sonnenphysikern unter der Leitung von Laurent Gizon vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) und der Universität Göttingen hat globale Schwingungen der Sonne mit sehr langen Perioden, vergleichbar mit der 27-tägigen Rotationsperiode der Sonne, entdeckt. Die Schwingungen zeigen sich an der Sonnenoberfläche als riesige Wirbelbewegungen mit Geschwindigkeiten in der Größenordnung von fünf Kilometern pro Stunde. Möglich wurde die Entdeckung durch das Auswerten von Messdaten der NASA-Raumsonde Solar Dynamics Observatory (SDO), die einen Zeitraum von zehn Jahren abdecken. Mit Hilfe von Computersimulationen konnten die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler zeigen, dass es sich bei den neu entdeckten Schwingungen um Resonanzmoden handelt, die ihre Existenz der differentiellen Rotation der Sonne verdanken. Sie werden dazu beitragen neue Wege zu finden, das Sonneninnere zu untersuchen und Informationen über die innere Struktur und Dynamik unseres Sterns zu erhalten. Die Wissenschaftler beschreiben ihre Ergebnisse heute in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics.

Die „hohen Töne“ der Sonne sind seit den 1960er Jahren bekannt: Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler hatten entdeckt, dass die Sonne wie eine Glocke schwingt. Plasmaströme nahe der Sonnenoberfläche regen Millionen von Moden akustischer Wellen mit kurzen Perioden von etwa fünf Minuten an, die im Sonneninneren gefangen sind. Mit Hilfe von erdgebundenen Teleskopen und Weltraumobservatorien werden diese schnellen Schwingungen seit Mitte der 1990er Jahre ununterbrochen beobachtet. Helioseismologinnen und Helioseismologen konnten auf diese Weise mehr über die innere Struktur und Dynamik unseres Sterns erfahren – so wie Seismologinnen und Seismologen mit Hilfe von Erdbeben das Innere der Erde erforschen. Einer der großen Erfolge der Helioseismologie war das Kartieren der Sonnenrotation in Abhängigkeit von der Tiefe und der heliographischen Breite. Man spricht von differentieller Rotation.

Zusätzlich zu den kurzperiodischen Schwingungen wurde schon vor mehr als 40 Jahren vorhergesagt, dass Sterne auch Schwingungen mit deutlich längeren Perioden aufweisen. Auf der Sonne konnten sie bisher nicht vollständig identifiziert werden. „Die langperiodischen Schwingungen hängen von der Rotation der Sonne ab; sie sind nicht akustischer Natur“, sagt Laurent Gizon, Erstautor der neuen Studie und Direktor am MPS. „Um die langperiodischen Sonnenschwingungen zu entdecken, ist es erforderlich, die horizontalen Bewegungen an der Sonnenoberfläche über viele Jahre hinweg zu messen. Die ununterbrochenen Beobachtungen des Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) an Bord von SDO sind für diesen Zweck perfekt geeignet“, fügt er hinzu.

Das Forscherteam beobachtete einige Dutzend Schwingungsmoden, jede mit ihrer eigenen Schwingungsperiode und räumlichen Abhängigkeit. Einige Schwingungsmoden haben maximale Strömungsgeschwindigkeiten an den Polen (Film 1), einige in mittleren Breitengraden (Film 2) und einige in der Nähe des Äquators (Film 3). Diejenigen mit hohen Geschwindigkeiten am Äquator entsprechen den solaren Rossby-Wellen, die das Team bereits 2018 identifiziert hatte. „Die langperiodischen Oszillationen manifestieren sich als sehr langsame Wirbelbewegungen an der Sonnenoberfläche mit Geschwindigkeiten von etwa fünf Kilometern pro Stunde. Das ist etwa so schnell wie ein Mensch geht“, sagt Zhi-Chao Liang vom MPS. Kiran Jain vom National Solar Observatory (NSO) sowie B. Lekshmi und Bastian Proxauf vom MPS bestätigten die Ergebnisse mit Daten der Global Oscillation Network Group (GONG), eines Netzwerks von sechs Sonnenobservatorien in den USA, Australien, Indien, Spanien und Chile.

Um das Wesen der neu entdeckten Schwingungen besser zu verstehen, verglich das Team die Beobachtungsdaten mit den Ergebnissen von Computermodellen. „Die Modelle erlauben uns, in das Innere der Sonne zu schauen und die volle dreidimensionale Struktur der Schwingungen zu bestimmen“, erklärt MPS-Doktorand Yuto Bekki. Um die simulierten Schwingungen zu erhalten, begann das Team mit einem Modell des inneren Aufbaus der Sonne und ihrer differentiellen Rotation, das auf helioseismologischen Daten basiert. Zudem bezogen die Forscherinnen und Forscher die Stärke der konvektiven Ströme in den oberen Schichten und der turbulenten Bewegungen ein. Werden kleine Störungen des Sonnenmodells berücksichtigt, ergeben sich die freien Schwingungen des Modells. Die entsprechenden Geschwindigkeiten an der Oberfläche stimmen gut mit denen der beobachteten Schwingungen überein und ermöglichten es dem Team, die Moden zu identifizieren (siehe Filme 1-3).

„All diese neuen Oszillationen, die wir auf der Sonne beobachten, werden stark von der differentiellen Rotation der Sonne beeinflusst“, sagt MPS-Wissenschaftler Damien Fournier. Die Abhängigkeit der Sonnenrotation vom Breitengrad bestimmt, wo die Geschwindigkeit der Moden am größten ist. „Die Schwingungen hängen zudem empfindlich von Eigenschaften des Sonneninneren ab: insbesondere von der Stärke der turbulenten Bewegungen und der damit verbundenen Viskosität des Sonnenmediums sowie von der Stärke des konvektiven Antriebs“, sagt Robert Cameron vom MPS. Diese Abhängigkeit ist an der Basis der Konvektionszone etwa zweihunderttausend Kilometer unter der Sonnenoberfläche stark ausgeprägt. „So wie wir mit der Helioseismologie akustische Schwingungen nutzen, um mehr über die Schallgeschwindigkeit im Sonneninneren zu erfahren, können wir die langperiodischen Schwingungen nutzen, um mehr über die turbulenten Prozesse zu lernen“, fügt er hinzu.

„Die Entdeckung einer neuen Art von Sonnenschwingungen ist sehr aufregend. Sie erlaubt uns, auf Eigenschaften wie die Stärke des konvektiven Antriebs zu schließen, die letztlich den solaren Dynamo steuern“, sagt Laurent Gizon. Das diagnostische Potenzial der langperiodischen Moden wird in den kommenden Jahren mit Hilfe eines neuen Exascale-Computermodells, das im Rahmen des Projekts WHOLESUN entwickelt wird, voll ausgeschöpft. WHOLESUN wird durch einen Synergy Grant des Europäischen Forschungsrats gefördert.

Originalveröffentlichung
Laurent Gizon et al.:
Solar inertial modes: Observations, identification, and diagnostic promise, Astronomy & Astrophysics, forthcoming article, Source, DOI

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Quelle: MPS.

In den vergangenen anderthalb Jahren war auf der Sonne nicht viel los: Kaum ein Sonnenfleck bedeckte ihre Oberfläche, kaum eine Sonneneruption schleuderte Strahlung und Teilchen ins All. Wie Beobachtungsdaten jetzt zeigen, nimmt unser Stern seit etwa neun Monaten wieder langsam Fahrt auf. Das etwa alle elf Jahre wiederkehrende Aktivitätsminimum dürfte er bereits im Dezember 2019 durchschritten haben. Dies bestätigt Vorhersagen des Solar Cycle 25 Prediction Panel, eines von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA und der amerikanischen Ozean- und Atmosphärenbehörde NOAA einberufenen, internationalen Expertengremiums, vom März vergangenen Jahres. Das Gremium, zu dessen Mitgliedern Dr. Robert Cameron vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen zählt, erwartet zudem, dass sich die Sonne im nun begonnenen Sonnenzyklus 25 ähnlich schlapp zeigen wird wie in den elf Jahren zuvor.

Seit mehr als 30 Jahren laden NASA und NOAA regelmäßig internationale Experten ein, die Sonnenaktivität der nächsten Jahre vorherzusagen. Das ist keine einfache Aufgabe, denn unser Stern zeichnet sich durch ein eigenartiges Zusammenspiel aus Verlässlichkeit und Launenhaftigkeit aus. Zwar wechseln sich Phasen hoher und geringer Aktivitäten in einem erstaunlich regelmäßigen Rhythmus ab: Zwischen zwei Aktivitätsminima vergehen in etwa elf Jahre. Doch einige Eigenschaften wie Stärke und genaue Dauer eines Zyklus können durchaus variieren und lassen kein langfristiges System erkennen.

Die letzte Vorhersage vom März 2019 hat nun ihre erste Bewährungsprobe bestanden und den Anfang des nächsten Zyklus, des 25. seit Beginn verlässlicher Sonnenbeobachtungen, richtig prognostiziert, wie NASA und NOAA jetzt bekanntgeben. Das Solar Cycle 25 Prediction Panel hatte diesen Zeitpunkt zwischen November 2019 und Oktober 2020 verortet. Messungen von Forschungssatelliten aus den vergangenen Monaten zeigen nun, dass die Sonnenaktivität tatsächlich seit Dezember 2019 wieder zunimmt.

Das Verhalten unseres Sterns im Voraus zu bestimmen, ist dabei nicht nur von rein wissenschaftlichem Interesse. „In Phasen hoher Aktivität können sich heftige Teilchen- und Strahlungsausbrüche von der Sonne auch auf der Erde bemerkbar machen“, so Dr. Robert Cameron vom MPS, der an der jüngsten Vorhersage vom März vergangenen Jahres mitgewirkt hat. Im schlimmsten Fall können dadurch technische Systeme wie etwa Satelliten ausfallen oder Astronauten zu Schaden kommen.

Der nun begonnene Sonnenzyklus dürfte in dieser Hinsicht wenig Anlass zur Sorge geben. Das Solar Cycle 25 Prediction Panel geht davon aus, dass seine Stärke der seines ausgesprochen matten Vorgängers ähneln wird. Bereits seit den 1980er Jahren verzeichnet die Stärke der Sonnenzyklen einen deutlichen Abwärtstrend. „Die aktuelle Phase geringer Sonnenaktivität im Vergleich zu den starken Zyklen, die während des Großteils des vergangenen halben Jahrhunderts vorherrschten, setzt sich in den nächsten elf Jahren offenbar fort“, so Cameron. Das nächste, eher schwache Maximum dürfte in der Zeit zwischen November 2024 und März 2026 auftreten.

Obwohl Prognosen früherer Sonnenzyklen zum Teil merklich danebenlagen, ist Robert Cameron überzeugt, dass sich die Sonne durchaus in die Karten blicken lässt – allerdings nur einige Jahre im Voraus. Neue Erkenntnisse der Sonnenforschung der vergangenen Jahre machten dies möglich, so der Göttinger Forscher.

Wichtige Anhaltspunkte bieten lokale magnetische Strukturen, die sich Jahre zuvor auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne zeigen. Diese sogenannten bipolaren Regionen bestehen aus dicht benachbarten Bereichen entgegengesetzter magnetischer Polarität; oftmals gehen sie mit Sonnenflecken einher. Wie auf einer Art solarem Förderband schwemmen gewaltige, oberflächennahe, nord-süd-gerichtete Plasmaströme diese lokalen magnetischen Felder über mehrere Jahre hinweg aus Äquatornähe zu den Sonnenpolen – und bauen so das globale Sonnenmagnetfeld auf, das den nächsten Sonnenzyklus prägt. An den Polen sinkt das Plasma in die Tiefe und fließt dort zurück zum Äquator. „Jeder Kreislauf dauert etwa elf Jahre und ist die physikalische Grundlage des Sonnenzyklus“, so Cameron.

Für Vorhersagen der Sonnenaktivität ist es zum einen entscheidend, Anzahl und Anordnung der bipolaren Regionen, die Jahre zuvor auf der Oberfläche der Sonne entstehen, genau und ununterbrochen zu beobachten. Diese Aufgabe übernehmen seit einigen Jahren Satelliten, wie etwas das Solar Dynamics Observatory der NASA. Zum anderen erlaubt die Helioseismologie, eine noch junge Teildisziplin der Sonnenforschung, Vorgänge im Innern der Sonne sichtbar zu machen und so die genaue Geschwindigkeit des Plasmakreislaufs zu bestimmen.

„Mit diesen Methoden können wir schon einige Jahre im Voraus ablesen, wie sich die Sonne im nächsten Zyklus verhalten wird“, so Cameron. Vorhersagen, die über einen Sonnenzyklus hinausgehen, sind indes prinzipiell nicht möglich.

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• MPS: Rätsel um Sonnenzyklus erhellt (25. Juni 2020)
• Neuer Sonnenzyklus beginnt mit großem „Knall“ (17. Januar 2008)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Zwischen der sichtbaren Oberfläche der Sonne und ihrer heißen äußeren Atmosphäre liegt die Chromosphäre: eine etwa 2.000 Kilometer dicke Schicht aus wenige tausend Grad heißem Plasma. Bei Sonnenfinsternissen ist sie als dünner roter Ring um die verdunkelte Sonne sichtbar. Allgegenwärtig in dieser Schicht sind langgezogene, fingerartige Plasmaströme, so genannte Spikulen. Diese kurzlebigen Strukturen entstehen durch Wechselwirkungen im komplexen Magnetfeld der Sonne, wie Wissenschaftler unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) jetzt in der Fachzeitschrift Science berichten. Zudem versorgen die Spikulen die äußere Sonnenatmosphäre, die Korona, mit Energie und tragen so zu ihren gigantischen Temperaturen von einigen Millionen Grad bei. Für ihre Beobachtungen nutzte die Forschergruppe Daten des Big Bear Sonnenobservatoriums in den USA, des größten bodengebundenen Sonnenteleskops, und der NASA-Raumsonde Solar Dynamics Observatory.

Die äußere Atmosphäre der Sonne, die so genannte Korona, ist unvorstellbar heiß: Mit einigen Millionen Grad übersteigen ihre Temperaturen die der darunter gelegenen Chromosphäre um ein Vielfaches und das, obwohl die Korona einen deutlich größeren Abstand vom Hitze generierenden Kern der Sonne hat. Wie die Energie dorthin gelangt, die erforderlich ist die Korona derart stark aufzuheizen, gehört zu den großen unbeantworteten Fragen der Sonnenphysik. Verschiedene Erklärungsversuche machen unter anderem Stoßwellen, magnetohydrodynamische Prozesse oder verschiedene magnetische Phänomene verantwortlich.

Ebenso haben Sonnenforscherinnen und Sonnenforscher die langen, fingerartigen Spikulen in der Chromosphäre unter Verdacht. Diesen konnte das Team um Dr. Tanmoy Samanta von der Peking University jetzt erhärten. „Durch gezielte Beobachtungen vom Boden und aus dem All konnten wir zeigen, dass die Spikulen zur Aufheizung der Korona beitragen“, fasst MPS-Wissenschaftler Prof. Dr. Hardi Peter, der an der neuen Studie maßgeblich beteiligt war, die Ergebnisse zusammen.

Spikulen sind ebenso gewöhnlich wie rätselhaft. Die gewaltigen Strukturen von typischerweise 5.000 Kilometern Länge treten überall in der Chromosphäre auf, manchmal gar gehäuft in kleineren Gruppen. Innerhalb der Spikulen strömt Plasma mit Geschwindigkeiten von durchschnittlich zwischen 15 und 40 Kilometern pro Sekunde. Da sie jedoch nur etwa 200 Kilometer breit sind, ist es nahezu unmöglich, sie mit kleineren Sonnenteleskopen zu beobachten. „Spikulen haben eine sehr schlanke Form“, beschreibt Peter seinen Forschungsgegenstand. „Ihr Verhältnis von Länge zu Breite ist vergleichbar mit dem des Berliner Fernsehturms am Alexanderplatz.“

Ideale Voraussetzungen für die neue Studie bot das Goode Solar Telescope des Big Bear Sonnenobservatoriums im US-Bundesstaat Kalifornien, das zum New Jersey Institute of Technology gehört. Mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 1,6 Metern ist es das derzeit größte und leistungsfähigste Sonnenteleskop weltweit. Erstmals konnten die Forscher für ihre Fragestellung ein neues Instrument des Observatoriums nutzen: das Near Infrared Imaging Spectropolarimeter, ein Instrument, das die Infrarotstrahlung von der Sonne untersucht und so Eigenschaften der Sonnenmagnetfelder bestimmt. Zudem herrschten während der Messkampange optimale Beobachtungsbedingungen: ununterbrochene Sicht für etwa zehn Minuten – eine wichtige Voraussetzung, um die Entwicklung der Spikulen mitzuverfolgen. Die „Sonnenfinger“ haben typischerweise Lebensdauern von ein bis zwölf Minuten.

Besonders Gruppen von Spikulen treten der neuen Studie zur Folge in Regionen auf, die sich durch eine ähnliche Architektur des Magnetfeldes auszeichnen. Grundsätzlich überzieht ein dynamisch waberndes Netz aus Bereichen positiver magnetischer Polarität die Oberfläche der Sonne. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler werten dieses Muster als Ausdruck gewaltiger Auf- und Abströme aus tiefer liegenden Schichten. Die genauen physikalischen Vorgänge sind jedoch noch ungeklärt. Dort wo sich zu dem Netz aus starken Magnetfeldern positiver Polarität ein schwächeres Feld negativer Polarität gesellt, bilden sich den neuen Daten zur Folge die fingerartigen Plasmaströme. „Die Magnetfelder in diesen Bereichen strukturieren sich offenbar so um, dass Energie frei wird und dies die Spikulen erzeugt“, schlussfolgert Peter.

Ein Blick auf die Übergangsregion zwischen der Chromosphäre und der darüber gelegenen Korona mit Hilfe der NASA-Raumsonde Solar Dynamics Observatory ließ weitere Schlüsse zu. Die Daten offenbarten, dass die Spikulen heißes Plasma und somit Energie in die Korona leiten. „Ob die Spikulen genug Energie liefern, um den gesamten Temperaturunterschied zwischen Chromosphäre und Korona zu erklären, ist noch unklar“, so Peter. „Unsere Ergebnisse zeigen aber, dass die Spikulen sicherlich ein Teil jeder Gesamttheorie der Korona-Aufheizung sein müssen.“

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA, ULA. Vertont von Peter Rittinger.

Der achtzehnte Start einer Atlas V von der CCAFS fand direkt zu Beginn des eine Stunde breiten Startfensters statt und wurde von der United Launch Alliance (ULA) durchgeführt. Für die ULA war es die erste im Jahr 2010 abgewickelte Mission einer von diesem Anbieterkonsortium betriebenen Trägerrakete.

Das Solar Dynamics Observatory (SDO) genannte Observatorium mit einer Startmasse von 3.100 Kilogramm wurde von einer Atlas V in 401-Konfiguration transportiert. Das bedeutet, dass auf der Zentralstufe mit RD-180-Triebwerk von RD-AMROSS eine Centaur Oberstufe mit einem Triebwerk aufgesetzt war, seitlich an der Zentralstufe keine Feststoffbooster angebracht waren und die Nutzlastverkleidung vier Meter Durchmesser hatte.

Nach der Zündung trug die Zentralstufe Centaur und Nutzlast in die Höhe. Etwas über vier Minuten Flugzeit vergingen, bis die Zentralstufe ausgebrannt war und abgetrennt werden konnte. Anschließend war es Aufgabe der Centaur, mit zwei von einer fast neunzig Minuten dauernden Freiflugphase unterbrochenen Brennphasen seines RL10A-4-2-Triebwerks von Pratt & Whitney Rocketdyne die Nutzlast in den vorgesehenen Zielorbit zu bringen.

Dies gelang, das Raumfahrzeug ist nach Informationen der US-amerikanischen Weltraumagentur NASA im richtigen Orbit angekommen, nachdem es sich von der Raketenoberstufe um 18:13 Uhr MEZ getrennt hatte. Die Systeme des Observatoriums funktionieren wie vorgesehen, die Solarpaneele sind ausgeklappt. SDO wird seinen Apogäumsmotor R4D von Aerojet einsetzen, um in die geplante, annähernd kreisförmige geosynchrone Umlaufbahn in rund 36.000 Kilometern über der Erdoberfläche und mit 28,5 Grad Bahnneigung gegen den Äquator zu kommen.

SDO ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 36.395 bzw. als COSPAR-Objekt 2010-005A.

Raumcon:

• SDO auf Atlas V 401

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