Solare und stellare Magnetohydrodynamik
Magnetfelder sind die Ursache der Aktivität der Sonne und anderer kühler Sterne, d.h. dem Auftauchen und Vergehen dunkler Flecken, Massenauswürfen und Strahlungsausbrüchen, die mit den sogenannten "Flares" verbunden sind. Die Sonnenaktivität kann weitgehende Auswirkungen auf die irdische Infrastruktur haben (z.B. Zusammenbruch von Elektrizitätsnetzen, Störungen der Kommunikation über Funk, Strahlenbelastung für Flugzeuginsassen, Störung oder Beschädigung von Satellitensystemen). Es ist deshalb wichtig, die physikalischen Prozesse zu verstehen, die der Erzeugung von Magnetfeldern und ihrer Wechselwirkung mit dem Plasma (elektrisch leitendem Gas) in den Atmosphären der Sonne und anderer Sterne zu Grunde liegen. Magnetfelder entstehen durch Induktionsprozesse in konvektiven Strömungen, welche die durch Kernfusion erzeugte Energie zur Sternoberfläche transportieren. Unsere Forschung beschäftigt sich mit einer Anzahl von Themen, die mit dem Magnetismus der Sonne und anderer Sterne verbunden sind, darunter:
- Wechselwirkung von Magnetfeldern und radiativer Konvektion in den oberflächennahen Schichten
- Entstehung und Struktur von Wirbelströmungen
- Erzeugung von Magnetfeldern durch gross- und kleinskalige selbsterregte Dynamoprozesse
- Struktur und Dynamik von Sonnenflecken und kleinerer Konzentrationen von magnetischem Fluss
- Ausbruch von magnetischem Fluss an der Oberfläche und Bildung von bipolaren magnetischen Regionen
- Entwicklung des Feldes an der Oberfläche in der Folge von Ausbruch von magnetischem Fluss und seinem Transport durch horizontale Strömungsfelder (meridionale Zirkulationen, differentielle Rotation, grossskalige Konvektion): Umpolungen und Aufbau der Polfelder
- grossräumige Konvektionsmuster in der tiefen Konvektionszone der Sonne, ihr Erscheinungsbild an der Oberflaeche und ihre Wirkung auf das Magnetfeld
Eine 3D-Visualisierung der Dichte und der magnetischen Feldlinien einer simulierten solaren Protuberanz, ungefähr 400 Minuten nach Bildung der Protuberanz. Die Farbskala zeigt die logarithmierte Gasdichte und ist so angepasst, dass die Photosphäre und Chromosphäre sichtbar werden: Gas mit einer Dichte kleiner als 10^-14 g/cm^3 (die umgebende Sonnenkorona) ist nicht zu sehen. Die Farbskala der magnetischen Feldlinien zeigt die vertikale Komponente des Magnetfeldes: Die solare Protuberanz „hängt“ im Tiefpunkt des Magnetfeldes wie in einer Hängematte. Im Tiefpunkt sind die Feldlinien weiß, was zeigt, dass das Magnetfeld hier hauptsächlich horizontal zur Sonnenoberfläche verläuft. Dieses Bild zeigt die Protuberanz in einem aufgerichteten Zustand, doch aufgrund ihrer starken dynamischen Bewegungen kann das Aussehen sich zeitlich verändern.
Unsere Forschung verwendet überwiegend numerische Simulationen, die auf den Gleichungen der Magnetohydrodynamik und des Strahlungstransports basieren. Die Simulationsergebnisse werden auch verwendet, um beobachtbare Grössen zu berechnen (z.B. Helligkeitskarten, Profile von Spektrallinien, Polarisations-Signaturen), die einen direkten Vergleich mit Beobachtungsergebnissen ermög-lichen. Während Beobachtungen zumeist nur Informationen aus einer dünnen Schicht in the Photosphäre liefern, zeigen die Simulationen die volle dreidimen-sionale Struktur der zu Grunde liegenden physikalischen Prozesse.
