Die Interaktion der solaren Granulation mit kleinskaligen Sonnenmagnetfeldern

Die Sonne ist aufgrund zweier Prämissen das wichtigste astrophysikalische Untersuchungsobjekt. Einerseits ist sie der einzige Stern, dessen physikalische Prozesse im Detail und mit hoher räumlicher Auflösung untersucht werden können. Andererseits stellt sie auch die Energie und Strahlung zur Verfügung, die für unsere Gesellschaft von essentieller Bedeutung sind. Jedoch, ist die Sonne nicht ausschließlich eine freundliche Energiequelle, denn sie beeinflusst den Weltraum, in dem wir leben. Dieser Weltraum stellt eine potenzielle Gefahr für die Satelliteninfrastruktur und den bemannten Weltraumflug dar. Aus diesem Grund ist es wichtig, diese stark veränderlichen Bedingungen, für die der Begriff des Weltraumwetters eingeführt wurde, zu untersuchen. Für ein besseres Verständnis der Sonne und des verursachten Weltraumwetters ist ein besseres Verständnis der Sonnenatmosphäre von Nöten, welche dieses Weltraumwetter erzeugt. Die Atmosphäre der Sonne wird durch die vorhandenen Magnetfelder strukturiert, welche selbst auf kleinen Skalen wieder vom konvektiven Granulationsmuster beeinflusst werden. Aber nicht nur die Magnetfelder werden von der Granulation beeinflusst, sondern auf großen Skalen beeinflusst auch das Magnetfeld vice versa den konvektiven Energietransport und die Granulation. Diese Effekte der Magnetokonvektion, und die detaillierte Interaktion der magnetischen Felder mit der Granulation im Speziellen auf kleinen Skalen wurden bis jetzt noch nicht in vollem Umfang untersucht. Die starke Entwicklung und Verbesserung der Teleskope und der numerischen Simulationen aufgrund der neuesten Computertechnologien ermöglichen die Untersuchung von höchst-aufgelösten Datensätzen. Somit ist eine genauere Analyse der Interaktion zwischen Konvektion und kleinskaligen Magnetfeldern, sowie damit einhergehender Phänomene wie z.B.: magnetisch heller Punkte, Wellen, Schockwellen oder solare Tornados, möglich. Mit Hilfe dieses Projektes sollen, unterstützt durch die Analyse von höchst-aufgelösten Daten der derzeit besten Teleskope (Hinode, Sunrise, GREGOR), neue Erkenntnisse in diesem Bereich gefunden werden. Für die Analyse der Granulation werden 2D und 3D Segmentierungsalgorithmen entwickelt und auf die zur Verfügung stehenden Datenangewandt. Des Weiteren kommen Identifizierungsroutinen für kleinskalige Magnetfelder zum Einsatz, die eine Verknüpfung zwischen den Ergebnissen zur Granulations- und zur Magnetfeld-analyse erlauben. Hieraus erwarten wir uns ein besseres Verständnis der Magnetokonvektion, welches dabei behilflich sein wird, den Energieaufbau in der solaren Atmosphäre zu verstehen. Dieser ist schlussendlich für Flares und CMEs und somit für das Weltraumwetter verantwortlich.

"Die Interaktion der solaren Granulation mit kleinskaligen Sonnenmagnetfeldern" Das wissenschaftliche Ziel des erwähnten Projektes war es, ein besseres Verständnis des Wechselspieles der Granulation mit kleinskaligen Sonnenmagnetfeldern zu gewinnen, sowie die daraus resultierende Aktivität besser zu verstehen. Die solare Granulation bezeichnet das sichtbare Muster auf der Sonnenoberfläche, welches durch heißes Plasma entsteht. Dieses heiße Plasma steigt vom Inneren der Sonne auf zur Oberfläche und verursacht ein sich ständig veränderndes Muster an der Oberfläche der Sonne, ähnlich zu dem Muster, welches sich in kochendem Wasser in einem Topf auf dem Herd bildet. Das sich bewegende Plasma transportiert hierbei das existierende Magnetfeld und bringt es zu den Grenzen der zellartigen konvektiven Plasma-Strukturen. In diesen Grenzregionen geschehen dynamische Prozesse zwischen dem Magnetfeld und dem Plasma. Unter den beiden wichtigsten Prozessen sind die magnetische Flussauslöschung. Und die Entstehung von magneto-hydrodynamischen (MHD) Wellen. Zu dem ersteren Phänomen kommt es, wenn die Magnetfelder gegensätzlich orientiert sind. Die Experten sprechen von sogenannter magnetischer Rekonnexion, welche oft zur Freisetzung gewaltiger Energiemengen führen kann. Diese Energie kann das Plasma aufheizen als auch zu schnellen Plasmabewegungen führen, z.B.: dem Auftreten von Plasmajets. Im Falle von kleinskaligen Magnetfeldern führt dieser Prozess oft zur Entstehung von Spikulen unter welchen man aufwärtsgerichtete und aus der Sonnenatmosphäre schießende Plasmasäulen versteht. Dieser Prozess wurde, unter anderem, in diesem Projekt in noch nie zuvor gesehener Detailtreue beobachtet und beschrieben. Andererseits kann das Zusammenspiel der Granulation mit Magnetfeldern zur Entstehung von magneto-hydrodynamischen Wellen führen, welche die höhere Atmosphäre der Sonne erreichen können und dort zu einer Heizung der Atmosphäre beitragen. Dieser zweite Prozess, die Wellenentstehung, war ein anderer Punkt, welcher in diesem Projekt untersucht wurde. Weiters trug das Projekt noch zu unserem Verständnis bezüglich Vorgängen auf längeren Zeitskalen bei. Zu guter Letzt beschäftigte sich das wissenschaftliche Team noch in wie fern kleinskalige Magnetfelder eine Rolle für die Bildung groß-skaliger Strukturen in der Sonnenatmosphäre spielen. Im Besonderen war hierbei das Entstehen und Auftreten von koronalen Löchern von Interesse. Diese koronalen Löcher umfassen Gebiete in der Sonnenatmosphäre, welche kühler und weniger dicht als ihre Umgebung sind. Das wissenschaftliche Interesse an koronalen Löchern beruht auf der Idee, dass der Sonnenwind in diesen Gebieten entsteht, welcher die Erde beständig "umweht" und somit für unser Weltraumwetter von entscheidender Bedeutung ist. Für die Analyse der wissenschaftlichen Fragestellungen wurden Daten des größten europäischen Sonnenteleskops analysiert. Diese wurden im Rahmen einer Beobachtungs-Kampagne mit einem internationalen Team gewonnen. Unter anderem wurde die Kampagne von der japanischen Hinode Satellitenmission der japanischen Raumfahrtagentur JAXA als auch der amerikanischen IRIS Satellitenmission (NASA) unterstützt. Mit dieser Zusammenstellung von räumlich höchstauflösendsten Teleskopen der neuesten Generation konnte das Projektteam erfolgreich die Ziele des Projektes, ein besseres Verständnis der Interaktion der solaren Granulation mit kleinskaligen Magnetfeldern der Sonne, umsetzen.