Die Originalversion von diese Geschichte erschien in Quanta-Magazin.
Unsere Sonne ist der am besten beobachtete Stern im gesamten Universum.
Wir sehen sein Licht jeden Tag. Seit Jahrhunderten haben Wissenschaftler die dunklen Flecken auf seiner strahlenden Oberfläche verfolgt, während in den letzten Jahrzehnten Teleskope im Weltraum und auf der Erde Sonnenstrahlen in Wellenlängen untersucht haben, die das elektromagnetische Spektrum abdecken. Experimente haben auch die Sonnenatmosphäre erschnüffelt, Sonnenwindböen eingefangen, solare Neutrinos und hochenergetische Teilchen gesammelt und das Magnetfeld unseres Sterns kartiert – oder es versucht, da wir die für das Lernen entscheidenden Polarregionen noch nicht wirklich beobachtet haben über die innere magnetische Struktur der Sonne.
Bei all dieser Prüfung blieb jedoch eine entscheidende Frage peinlicherweise ungelöst. An seiner Oberfläche hat die Sonne angenehme 6.000 Grad Celsius. Aber die äußeren Schichten seiner Atmosphäre, die sogenannte Korona, können eine glühende – und verblüffende – 1 Million Grad heißer sein.
Sie können diese sengende Gashülle während einer totalen Sonnenfinsternis sehen, wie sie am 8. April über einem Teil Nordamerikas stattfand. Wenn Sie sich auf dem Weg der Totalität befänden, könnten Sie die Korona als leuchtenden Heiligenschein um die vom Mond beschattete Sonne sehen.
Dieses Jahr sah dieser Halo anders aus als der, der während der letzten Sonnenfinsternis in Nordamerika im Jahr 2017 erschien. Nicht nur, dass die Sonne jetzt aktiver ist, sondern Sie haben auch eine Struktur gesehen, die wir – die Wissenschaftler, die unseren Heimatstern untersuchen – haben endlich verstehen. Die Beobachtung der Sonne aus der Ferne reichte nicht aus, um zu verstehen, was die Korona erwärmt. Um dieses und andere Rätsel zu lösen, brauchten wir eine Raumsonde, die die Sonne streift.
Dieses Raumschiff – die Parker Solar Probe der NASA – wurde 2018 gestartet. Während es die Sonne umkreist und in die Sonnenkorona eintaucht und wieder herausfliegt, hat es Daten gesammelt, die uns zeigen, wie kleinräumige magnetische Aktivität innerhalb der Sonnenatmosphäre die Sonnenkorona nahezu erscheinen lässt unvorstellbar heiß.
Von der Oberfläche bis zur Hülle
Um die Röstkorona zu verstehen, müssen wir Magnetfelder berücksichtigen.
Der magnetische Motor der Sonne, der sogenannte Solardynamo, liegt etwa 200.000 Kilometer unter der Sonnenoberfläche. Während er sich dreht, treibt dieser Motor die Sonnenaktivität an, die über Zeiträume von etwa 11 Jahren zu- und abnimmt. Wenn die Sonne aktiver ist, nehmen Sonneneruptionen, Sonnenflecken und Ausbrüche an Intensität und Häufigkeit zu (wie es jetzt, nahe dem Sonnenmaximum, der Fall ist).
An der Sonnenoberfläche sammeln sich Magnetfelder an den Grenzen aufgewühlter Konvektionszellen, sogenannter Supergranulate, die wie Blasen in einer Pfanne mit kochendem Öl auf dem Herd aussehen. Die ständig kochende Sonnenoberfläche konzentriert und verstärkt die Magnetfelder an den Zellrändern. Diese verstärkten Felder lösen dann vorübergehende Jets und Nanoflares aus, wenn sie mit dem Sonnenplasma interagieren.
Mit freundlicher Genehmigung von NSO/NSF/AURA/Quanta Magazine
BILDUNTERSCHRIFT: Diese aufgewühlten Konvektionszellen auf der Sonnenoberfläche, jede etwa so groß wie der Bundesstaat Texas, stehen in engem Zusammenhang mit der magnetischen Aktivität, die die Sonnenkorona erwärmt.
BILDNACHWEIS: NSO/NSF/AURA
Magnetfelder können auch die Sonnenoberfläche durchdringen und größere Phänomene hervorrufen. In Regionen mit starkem Feld sieht man dunkle Sonnenflecken und riesige Magnetschleifen. An den meisten Orten, insbesondere in der unteren Sonnenkorona und in der Nähe von Sonnenflecken, sind diese magnetischen Bögen „geschlossen“, wobei beide Enden mit der Sonne verbunden sind. Diese geschlossenen Schleifen gibt es in verschiedenen Größen – von winzigen bis zu den dramatischen, lodernden Bögen, die man bei Sonnenfinsternissen sieht.
