Studie wirft Fragen zur Gültigkeit des Standardmodells für Sonneneruptionen auf

Sonneneruptionen sind extrem intensive Ereignisse, die in der Atmosphäre der Sonne auftreten und zwischen einigen Minuten und mehreren Stunden andauern. Nach dem Standardmodell der Sonneneruptionen wird die Energie, die diese Explosionen auslöst, von beschleunigten Elektronen transportiert, die aus der magnetischen Rekonnexionsregion in der Korona in die Chromosphäre rasen.

Wenn die Elektronen mit dem Chromosphärenplasma kollidieren, geben sie ihre Energie im Plasma ab, das dadurch erhitzt und ionisiert wird. Sie verursachen auch intensive Strahlung in mehreren Bändern des elektromagnetischen Spektrums. Die Bereiche, in denen Energie abgegeben wird, werden als „Fußpunkte“ von Sonneneruptionen bezeichnet und treten normalerweise in magnetisch verbundenen Paaren auf.

Eine aktuelle Studie sollte die Gültigkeit des Standardmodells testen, indem sie die Ergebnisse von Computersimulationen auf Basis des Modells mit Beobachtungsdaten verglich, die das McMath-Pierce-Teleskop während des Sonnensturms SOL2014-09-24T17:50 lieferte. Die Studie konzentrierte sich auf die Messung von Zeitverzögerungen zwischen Infrarotemissionen von zwei gepaarten chromosphärischen Quellen im Sturm und ist veröffentlicht im Journal Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society.

„Wir haben einen signifikanten Unterschied zwischen den Beobachtungsdaten des Teleskops und dem vom Modell vorhergesagten Verhalten festgestellt. In den Beobachtungsdaten erschienen die gepaarten Fußpunkte als zwei sehr helle Bereiche der Chromosphäre“, sagte Paulo José de Aguiar Simões, Erstautor des Artikels und Professor am Zentrum für Radioastronomie und Astrophysik (CRAAM) der Technischen Fakultät der Mackenzie Presbyterian University (EE-UPM) in São Paulo, Brasilien.

„Da die einfallenden Elektronen denselben Bereich der Korona verließen und ähnlichen Bahnen folgten, hätten die beiden Flecken in der Chromosphäre dem Modell zufolge fast gleichzeitig heller werden müssen. Die Beobachtungsdaten zeigten jedoch eine Verzögerung von 0,75 Sekunden zwischen ihnen.“

Eine Verzögerung von 0,75 Sekunden mag irrelevant erscheinen, aber die Forscher berechneten, dass die maximale Verzögerung laut Modell unter Berücksichtigung aller möglichen geometrischen Konfigurationen 0,42 Sekunden betragen sollte. Der tatsächliche Wert war fast 80 % höher.

„Wir haben eine ausgefeilte statistische Technik verwendet, um die Zeitverzögerungen zwischen Fußpunktpaaren abzuleiten, und haben die Unsicherheiten für diese Werte mit der Monte-Carlo-Methode geschätzt. Darüber hinaus wurden die Ergebnisse durch Elektronentransportsimulationen und Strahlungs-Hydrodynamik-Simulationen getestet“, sagte Simões.

„Durch den Einsatz all dieser Ressourcen waren wir in der Lage, verschiedene Szenarien für die Flugzeit der Elektronen zwischen der Korona und der Chromosphäre sowie für die Produktionszeit der Infrarotstrahlung zu konstruieren. Alle auf den Simulationen basierenden Szenarien zeigten weitaus geringere Zeitverzögerungen als die Beobachtungsdaten.“

Eines der getesteten Szenarien betraf die Spiralbewegung und magnetische Einfangung von Elektronen in der Korona.

„Mithilfe von Elektronentransportsimulationen untersuchten wir Szenarien, die eine magnetische Asymmetrie zwischen den Fußpunkten der Flares beinhalteten. Wir erwarteten, dass die Zeitverzögerung beim Eindringen der Elektronen in die Chromosphäre proportional zum Unterschied der magnetischen Feldstärke zwischen den Fußpunkten ist, was aufgrund des magnetischen Einfangeffekts auch den Unterschied in der Anzahl der Elektronen erhöhen würde, die die Chromosphäre erreichen.

„Unsere Analyse der Röntgenbeobachtungsdaten zeigte jedoch, dass die Fußpunktintensitäten sehr ähnlich waren, was auf ähnliche Mengen an Elektronen hindeutet, die in diesen Regionen abgelagert wurden, und dies als Ursache für die beobachteten Emissionszeitverzögerungen ausschloss“, sagte er.

Die strahlungshydrodynamischen Simulationen zeigten auch, dass die Zeitskalen für Ionisierung und Rekombination in der Chromosphäre zu kurz waren, um die Verzögerungen zu erklären.

„Wir haben die Zeitskala der Infrarotemission simuliert. Wir haben den Elektronentransport zur Chromosphäre, die Abgabe von Elektronenenergie und ihre Auswirkungen auf das Plasma berechnet: Erwärmung, Ausdehnung, Ionisierung und Rekombination von Wasserstoff- und Heliumatomen sowie die an der Stelle erzeugte Strahlung, die zur Freisetzung überschüssiger Energie führt“, sagte Simões.

„Infrarotstrahlung entsteht durch die Zunahme der Elektronendichte in der Chromosphäre aufgrund der Ionisierung von Wasserstoff, der sich im Plasma ursprünglich in einem neutralen Zustand befindet. Die Simulationen zeigten, dass Ionisierung und Infrarotemissionen aufgrund des Eindringens der beschleunigten Elektronen fast augenblicklich auftreten und können daher die Verzögerung von 0,75 Sekunden zwischen den Fußpunktemissionen nicht erklären.“

Zusammenfassend kann festgehalten werden, dass keiner der gemäß dem Modell simulierten Prozesse die Beobachtungsdaten erklären konnte. Die Schlussfolgerung der Forscher war bis zu einem gewissen Grad offensichtlich: Das Standardmodell der Sonneneruptionen muss neu formuliert werden, wie es die wissenschaftliche Methode erfordert.

„Die beobachtete Zeitverzögerung zwischen chromosphärischen Quellen stellt das Standardmodell des Energietransports durch Elektronenstrahlen in Frage. Die längere Verzögerung lässt darauf schließen, dass andere Energietransportmechanismen beteiligt sein könnten. Mechanismen wie Magnetoschallwellen oder Leitungstransport könnten unter anderem notwendig sein, um die beobachtete Verzögerung zu erklären. Diese zusätzlichen Mechanismen sollten berücksichtigt werden, um ein umfassendes Verständnis der Sonneneruptionen zu erreichen“, sagte Simões.