„Modell muss erweitert werden“

Starke Magnetfelder, die in Form sogenannter magnetischer Flussröhren aus dem Sonneninneren an die Oberfläche steigen, regulieren die Sonnenaktivität und sind für die Entstehung der Sonnenflecken verantwortlich. Bisherigen Modellen zufolge sind diese magnetischen Strukturen, die eine höhere Magnetfeldliniendichte als ihre Umgebung aufweisen, mit rund fünfhundert Metern pro Sekunde recht schnell unterwegs. Doch wie Forscher im Fachmagazin „Science Advances“ zeigen, muss dieser Wert wohl nach unten korrigiert werden. Indem sie aufwendige Computersimulationen mit Beobachtungen der Sonne verknüpften, gelang es ihnen, eine neue Obergrenze für die Aufstiegsgeschwindigkeiten festzulegen: Demnach beträgt diese höchstens knapp 150 Meter pro Sekunde. Welt der Physik sprach mit dem beteiligten Forscher Aaron Birch vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen.

Aaron Birch vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen
Aaron Birch vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen

Welt der Physik: Wie entstehen Sonnenflecken?

Aaron Birch: Die vorherrschende Meinung ist, dass sie von magnetischen Flusskonzentrationen herrühren, die tief im Inneren der Konvektionszone – wo der Energietransport durch bewegte Materie und nicht etwa durch Strahlung stattfindet – der Sonne entstehen. Diese magnetischen Flussröhren steigen durch die Konvektionszone an die Oberfläche der Sonne. Dort, wo sie an die Oberfläche gelangen, entsteht eine sogenannte aktive Sonnenregion und dort sind unter anderem auch Sonnenflecken zu sehen.

Kann man die Entstehung von Sonnenflecken derzeit nicht gut erklären?

Doch, das derzeitige Modell dafür funktioniert sogar sehr gut. Es beinhaltet unter anderem den Auftrieb der magnetischen Flussröhren sowie die Sonnenrotation und kann damit erfolgreich voraussagen, bei welchen Breitengraden und in welchem Winkel aktive Regionen entstehen werden. Aber die Aufstiegsgeschwindigkeit dieser magnetischen Flussröhren kann es eben nicht voraussagen. Die Beobachtungen dazu ergaben eine Obergrenze, die im Widerspruch zu diesem Standardmodell steht. Unsere Ergebnisse zeigen, dass dieses Modell erweitert werden muss.

Wie haben Sie Ihre Computersimulationen mit Beobachtungen verbunden?

Wir haben mithilfe eines Messgeräts namens „Helioseismic and Magnetic Imager“ an Bord des Sonnenobservatoriums Solar Dynamics Observatory der NASA Messungen von horizontalen Strömungen auf der Sonnenoberfläche gemacht. Anschließend haben wir diese horizontalen Oberflächenströme mit Computersimulationen verglichen, in denen wir die magnetischen Flussröhren aus einer Tiefe von 20 000 Kilometern an die Sonnenoberfläche stiegen ließen. Dafür haben wir eine Reihe von Simulationen unter verschiedenen Bedingungen durchgeführt, denn am Computer konnten wir die Geschwindigkeit der magnetischen Flussröhren nach Belieben verändern.

Was war das Ergebnis?

Wir haben herausgefunden, dass die horizontale Strömungsgeschwindigkeit auf der Sonnenoberfläche umso höher ist, je höher die Aufstiegsgeschwindigkeit der magnetischen Flussröhren ist. Man kann sich das so vorstellen, dass eine magnetische Flussröhre bei ihrem Aufstieg anderes Material aus dem Weg schiebt. Deshalb treibt eine schnell aufsteigende Flussröhre auch schnellere horizontale Strömungen von Material an. Dabei haben wir eine obere Grenze für die Aufstiegsgeschwindigkeit gefunden, und diese ist mit rund 150 Metern pro Sekunde viel niedriger als bislang angenommen wurde.

In der Nahaufnahme ist ein Sonnenfleck zu sehen, also eine dunklere Region auf der Sonnenoberfläche, die einige tausend Grad Celsius kühler ist als die umgebende Oberfläche. Rechts unten im Bild befindet sich die Erde maßstabsgetreu zum Größenvergleich.
Vergleich eines Sonnenflecks mit der Größe der Erde

Was können Sie aus diesem Ergebnis schließen?

Diese Obergrenze ist mehr oder weniger vergleichbar mit der allgemeinen Konvektionsgeschwindigkeit in dieser Tiefe. In dieser Schicht der Sonne findet ihr Energietransport hauptsächlich durch Konvektion statt, also indem heißes Material aufsteigt und kühleres Material absinkt. Das deutet darauf hin, dass man auch die Konvektion mit in Betracht ziehen muss, wenn man die Bewegungen der magnetischen Flussröhren und die Sonnenaktivität allgemein erklären will – das ist derzeit nicht der Fall, denn derzeitige Berechnungen lassen in dieser Tiefe die Konvektion außer Acht.

Wie könnte man die Aufstiegsgeschwindigkeit noch genauer bestimmen?

Man könnte auch noch ein breiteres Spektrum an Computersimulationen einsetzen. Es wäre auch denkbar, außer der horizontalen Strömungsgeschwindigkeit noch andere Größen – die wir aus Beobachtungen kennen – in die Modelle einzubeziehen, beispielsweise die Bewegungen von magnetischen Regionen auf der Sonnenoberfläche.

Derartige Vergleiche von Beobachtung und Simulationen wurden erst vor Kurzem möglich. Woran liegt das?

Die Computersimulationen sind sehr aufwendig und benötigen eine riesige Menge an Rechenleistung. Wir müssen die Sonne bis in eine Tiefe von 20 000 Kilometer simulieren und dabei auch eine ziemlich große horizontale Fläche abdecken. Zudem reicht eine einzelne Simulation nicht aus: Man braucht viele Simulationen, bei denen man mit verschiedenen Aufstiegsgeschwindigkeiten experimentiert.