Magnetfelder heizen Sonnenkorona auf

In der Sonnenatmosphäre gibt es sehr heiße und relativ kühle Bereiche. Magnetfeld-Effekte könnten dafür verantwortlich sein.

Preston (Großbritannien) - Auf rund zwei Millionen Grad schätzen Astrophysiker die mittlere Temperatur der Sonnenkorona. Im Bereich von Eruptionen sollen sogar bis zu 60 Millionen Grad möglich sein. Weiter innen liegende Bereiche der Sonnenatmosphäre - die Chromosphäre und die Photosphäre - sind mit 4500 bis 6500 Grad sehr viel kälter. Schon lange gibt diese immense Temperaturdifferenz den Forschern Rätsel auf. Doch komplexe Abläufe, bei denen Magnetfelder eine zentrale Rolle spielen, könnten zur Lösung dieses thermodynamischen Problems beitragen. Ein britischer Physiker nähert sich in der Fachzeitschrift "Science" einer wahrscheinlichen Erklärung.

Eruptionen der Sonnenathmosphäre sollen bis zu 60 Millionen Grad heiß sein. Weiter innen liegende Bereiche der Sonnenatmosphäre sind dagegen mit 4500 bis 6500 Grad sehr viel kälter. (Quelle: SOHO)

"Zwar ist die nötige Heizenergie für die Korona mit nur 0,01 Prozent der gesamten Energieproduktion der Sonne relativ klein, doch die spezifischen Heizmechanismen sind schwierig zu identifizieren", sagt Robert W. Walsh von der University of Central Lancashire in Preston. Doch jüngste Beobachtungen und Messungen mit dem Sonnenobservatorium SOHO und dem TRACE-Satelliten lassen auf einen zentralen Einfluss von Magnetfeld-Effekten in der Korona schließen. Wurden bisher sogar Schallwellen für den Transport der nötigen Energie vermutet, sieht Walsh die Lösung des Problems in magnetohydrodynamischen Wellen, mit denen das heiße Koronen-Plasma beschrieben werden kann.

Mit theoretischen Abschätzungen kommt Walsh auf zwei mögliche Mechanismen, die für das Aufheizen der Korona von Bedeutung sein können: Zum einen ist es wahrscheinlich, dass Energie tragende Wellen vom Rand der Photosphäre zur Korona gelangen. In Wechselwirkung mit den magnetischen Feldern der Korona kann es zu einer so genannten "Phasen-Mischung" kommen. Die durchlaufenden Wellen führen zu periodischen Oszillationen, über die Energie an das Plasma der Korona abgegeben werden kann. Beobachtungen untermauern die Existenz solcher Oszillationen, mit zukünftigen Sonnenmissionen (STEREO, Solar-B) müssten sie aber noch überprüft werden.

Magnetische Diffusion zeichnet dagegen für einen zweiten Heizeffekt verantwortlich. Magnetische Feldlinien in dem komplexen Feld verteilen sich dabei innerhalb des Plasmas. Vereint mit weiteren Feldlinien bilden sich einfachere magnetische Topologien aus. Bei diesem Kombinationsprozess kann in den vormals komplexen Magnetfeldkonfigurationen gespeicherte Energie in Form von Plasmaströmen, Teilchenbeschleunigung und nicht zuletzt als Hitze freigesetzt werden. Die Ursache für die komplizierten Magnetfeldanordnungen liegt in turbulenten Gasströmungen in der Konvektionszone nahe der Protosphäre. Selbst Felder entgegengesetzter Polung können sich dabei sehr nahe kommen. Verknüpfen sich die Feldlinien neu, kommt es zur Freisetzung der nötigen Heizenergie.

Liegt diese Lösung zumindest im theoretischen Modell auf der Grundlage der bisher gewonnenen Daten nahe, hoffen die Sonnenforscher auf bessere Ergebnisse mit weiteren Missionen. Solar-B soll die Verbindung der Magnetfelder mit der solaren Atmosphäre genauer betrachten. Zwei weitere Sonden des STEREO-Projektes sollen detaillierte Aufnahmen der Korona liefern. Und nicht zuletzt könnte Solar Orbiter mit einem Blick auf die Sonnenpole spektrale Daten und Atmosphärenbilder gewinnen, die rund eine Größenordnung besser aufgelöst wären als alle heute verfügbaren Aufnahmen.

Jan Oliver Löfken

Weitere Infos:

• Originalveröffentlichung:
  R.W. Walsh, How Is the Solar Corona Heated? Science 307, 51 (2005).     
• University of Central Lancashire: 
  http://www.uclan.ac.uk/     
• Coronal Loops:
  http://www-solar.mcs.st-and.ac.uk/~robert/loops.html 
• SOHO-Sonnenobservatorium: 
  http://sohowww.nascom.nasa.gov/     
• TRACE: 
  http://sunland.gsfc.nasa.gov/smex/trace/index.html     
• Solar-B: 
  http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/solar-b.stm     
• STEREO: 
  http://stp.gsfc.nasa.gov/missions/stereo/stereo.htm     
• Solar Orbiter: 
  http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=45   
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Weitere Literatur:

• R. W. Walsh, J. Ireland, Astron. Astrophys. Rev. 12, 1 (2003).     
• V. M. Nakariakov et al., Science 285, 862 (1999).     
• De Moortel et al., Astron. Astrophys. 355, L23(2000).     
• L. J. Porter et al., Astrophys. J. 435, 502