Die Temperatur von Sonneneruptionen hilft, die Natur des Sonnenplasmas zu verstehen

Die Rotation der Sonne führt zu Veränderungen in ihrem Magnetfeld, das etwa alle 11 Jahre vollständig umkippt und eine Phase intensiver Aktivität auslöst. Sonneneruptionen – riesige Eruptionen auf der Sonnenoberfläche, die Minuten oder Stunden dauern – emittieren intensive Partikelausbrüche und hohe Mengen elektromagnetischer Strahlung. Die Energiefreisetzung bei Sonneneruptionen erwärmt die Chromosphäre und führt zu einer nahezu vollständigen Ionisierung des in der Region vorhandenen atomaren Wasserstoffs.

Die Chromosphäre ist eine dünne Plasmaschicht, die mindestens 2.000 km über der sichtbaren Oberfläche der Sonne (der Photosphäre) und unterhalb der Korona (der oberen Atmosphäre der Sonne) liegt. Das Plasma ist sehr dicht und der Wasserstoff rekombiniert mit sehr hoher Geschwindigkeit, was zu einem wiederkehrenden Prozess der Ionisierung und Wasserstoffrekombination führt, der eine charakteristische Art von Strahlungsemission im ultravioletten Band erzeugt, die in Erinnerung an American als Lyman-Kontinuum (LyC) bekannt ist Physiker Theodore Lyman IV (1874-1954).

Theoretische Beschreibungen deuten darauf hin, dass die „Farbtemperatur“ des LyC mit der Temperatur des Plasmas, das den Flare erzeugt, in Zusammenhang stehen könnte und dass die Farbtemperatur daher zur Bestimmung der Plasmatemperatur während Sonnenstürmen verwendet werden könnte.

Eine neue Studie hat die Emissionen von Dutzenden verschiedener Sonneneruptionen simuliert und den Zusammenhang zwischen der Farbtemperatur des LyC und der Plasmatemperatur in der Region, aus der die Eruption ausbricht, bestätigt. Es bestätigt auch, dass im Bereich zwischen dem Plasma und den Photonen im LyC ein lokales thermodynamisches Gleichgewicht herrscht. Ein Artikel zur Studie ist veröffentlicht in Das Astrophysikalische Journal.

Der vorletzte Autor des Artikels ist Paulo José de Aguiar Simões, Professor an der School of Engineering (EE-UPM) der Mackenzie Presbyterian University im brasilianischen Bundesstaat São Paulo. „Wir zeigen, dass die Intensität des LyC während Sonneneruptionen erheblich zunimmt und dass die Analyse des Lyman-Spektrums tatsächlich zur Diagnose des Plasmas genutzt werden kann“, sagte Simões, der auch Forscher am Mackenzie Radio Astronomy and Astrophysics Center (CRAAM) ist.

Die Simulationen bestätigten ein wichtiges Ergebnis des Solar Dynamics Laboratory des argentinischen Astronomen Marcos Machado, das zeigt, dass die Farbtemperatur, die in ruhigen Zeiten im Bereich von 9.000 Kelvin (K) liegt, während Flares auf 12.000 bis 16.000 K ansteigt.

Der Artikel in dem er über dieses Ergebnis berichtete und bei dem Simões auch Co-Autor war, war das letzte von Machado veröffentlichte Werk. Er ist ein weltbekannter Experte für die Sonne und verstarb 2018, als der Artikel einem Peer-Review unterzogen wurde.

Sonnendynamik

An dieser Stelle lohnt es sich, sich ein wenig an das zu erinnern, was über die Struktur und Dynamik der Sonne bekannt ist. Die enorme Energiemenge, die die Erde mit Licht und Wärme versorgt, wird hauptsächlich durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium in einem Prozess der Kernfusion erzeugt, der tief im Inneren des Sterns stattfindet. Diese riesige Region ist nicht direkt beobachtbar, da das Licht die „Oberfläche“ der Sonne, die eigentlich die Photosphäre ist, nicht durchdringt.

„Wir können die Region über der Oberfläche direkt beobachten. Die erste Schicht, die sich bis zu einer Höhe von etwa 500 km erstreckt, ist die Photosphäre mit einer Temperatur von etwa 5.800 K. Hier sehen wir Sonnenflecken, an Orten, an denen das Magnetfeld herrscht.“ „Felder, die von der Sonne ausgehen, hemmen die Konvektion und halten das Plasma relativ kühl, wodurch diese dunkleren Bereiche entstehen, die wir Sonnenflecken nennen“, erklärte Simões.

Oberhalb der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre über etwa 2.000 km. „Die Temperatur dieser Schicht ist höher und übersteigt 10.000 K, und das Plasma ist weniger dicht. Aufgrund dieser Eigenschaften ist der atomare Wasserstoff teilweise ionisiert, wodurch Protonen und Elektronen getrennt bleiben“, sagte er.

In einer dünnen Übergangsschicht an der Spitze der Chromosphäre steigt die Temperatur stark auf über 1 Million K an und die Plasmadichte sinkt um viele Größenordnungen. Diese plötzliche Erwärmung beim Übergang von der Chromosphäre zur Korona ist ein kontraintuitives Phänomen; Es wäre vernünftig zu erwarten, dass die Temperatur mit zunehmender Entfernung von der Quelle sinkt.

„Wir haben noch keine Erklärung. Sonnenphysiker haben verschiedene Vorschläge vorgelegt, aber keiner wurde von der Community vorbehaltlos angenommen“, sagte Simões.

Die Korona erstreckt sich in Richtung des interplanetaren Mediums, ohne einen klaren Übergangsbereich. Die Magnetfelder der Sonne üben einen starken Einfluss auf die Korona aus und strukturieren das Plasma, insbesondere in aktiven Regionen, die in Ultraviolettbildern leicht zu erkennen sind. In diesen aktiven Regionen kommt es zu Sonneneruptionen.

„Bei diesen Sonnenstürmen wird die in den koronalen Magnetfeldern angesammelte Energie schlagartig freigesetzt, wodurch das Plasma erhitzt und die Teilchen beschleunigt werden. Elektronen, die weniger Masse haben, können auf bis zu 30 % der Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. Einige davon Diese Teilchen, die sich entlang magnetischer Kraftlinien bewegen, werden in das interplanetare Medium ausgestoßen. Andere bewegen sich in die entgegengesetzte Richtung, von der Korona zur Chromosphäre, wo sie mit dem hochdichten Plasma kollidieren und ihre Energie auf das Medium übertragen. Diese überschüssige Energie „heizt das lokale Plasma auf und verursacht so eine Ionisierung der Atome. Die Dynamik der Ionisierung und Rekombination führt zum Lyman-Kontinuum“, sagte Simoes.

Die Spitzen der Sonnenaktivität treten etwa alle 11 Jahre auf. In Zeiten intensiver Aktivität sind die Auswirkungen auf die Erde erheblich, darunter mehr Polarlichter, Ausfälle der Funkkommunikation, verstärkte Auswirkungen von Szintillation auf GPS-Signale und ein erhöhter Widerstand auf Satelliten, wodurch sich ihre Geschwindigkeit und damit ihre Flughöhe verringern Umlaufbahnen. Diese Phänomene und die physikalischen Eigenschaften des erdnahen interplanetaren Mediums werden als Weltraumwetter bezeichnet.

„Neben den grundlegenden Erkenntnissen, die sie liefern, verbessern Studien zur Physik von Sonneneruptionen auch unsere Fähigkeit, das Weltraumwetter vorherzusagen. Diese Studien basieren auf zwei Beinen: direkter Beobachtung und Simulationen auf der Grundlage von Computermodellen. Beobachtungsdaten in den verschiedenen Bändern des Elektromagnetismus.“ Das Spektrum ermöglicht es uns, die Entwicklung von Sonneneruptionen und die physikalischen Eigenschaften des an diesen Ereignissen beteiligten Plasmas besser zu verstehen. Computermodelle, wie sie in unserer Studie verwendet werden, dienen dazu, Hypothesen zu testen und Interpretationen der Beobachtungen zu überprüfen, da sie uns Zugang zu ihnen verschaffen „Größen, die nicht direkt aus der Analyse von Beobachtungsdaten gewonnen werden können“, sagte Simões.