Die Sonne leuchtet mit einer Oberflächentemperatur von etwa 5.500 Grad Celsius. Ihre äußere Atmosphärenschicht, die Korona, hat dagegen eine Temperatur von über einer Million Grad Celsius und emittiert einen Wind aus geladenen Teilchen. Pro Jahr entspricht das dem Massenäquivalent von einem Millionstel der Mondmasse. Einige dieser geladenen Teilchen bombardieren die Erde, wobei sie Polarlichter erzeugen und gelegentlich die globale Kommunikation stören.
Zwischen diesen beiden Regionen auf der Sonne liegt die Chromosphäre. Innerhalb dieser komplexen, nur wenige tausend Kilometer tiefen Grenzzone fällt die Gasdichte mit zunehmender Höhe um den Faktor von einer Million ab und die Temperatur steigt an. Fast die gesamte mechanische Energie, die die Sonnenaktivität antreibt, wird innerhalb dieser Grenzzone in Hitze und Strahlung umgewandelt.
Geladene Teilchen werden durch die hohen Temperaturen des Gases produziert und ihre Bewegungen erzeugen starke, dynamische Magnetfelder. Diese Feldlinien können manchmal plötzlich auseinanderbrechen, aber die Bewegung der geladenen Teilchen lässt sie sich oft wieder verbinden. Es gibt zwei lange bestehende und wichtige Fragen, die den heißen Sonnenwind betreffen: Wie wird er aufgeheizt und wie erzeugt die Korona den Wind? Astronomen vermuten, dass die magnetische Rekonnexion in der Chromosphäre eine Schlüsselrolle spielt.
Der Astronom Nicholas Murphy vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) und seine drei Kollegen haben neue, komplexe Simulationen der magnetischen Rekonnexion in ionisiertem Gas durchgeführt, wie es in der Chromosphäre der Sonne vorhanden ist. Der Hauptautor der Studie, Lei Ni, war ein Gast am CfA. Die Forscher berücksichtigten erstmals die Auswirkungen von unvollständig ionisiertem Gas in Regionen mit geringeren Temperaturen, sowie bestimmte Teilchen-Teilchen-Effekte und andere Details der Wechselwirkungen zwischen neutralem und ionisiertem Gas.
Sie stellten fest, dass das neutrale und das ionisierte Gas durch die Rekonnexionsregion gut miteinander verbunden sind und schlussfolgern, dass die Rekonnexion in den kühleren Gebieten der Zone oft auftreten kann. Sie merkten außerdem an, dass neue, hochauflösende Sonnenteleskope in der Lage sind, immer kleinere Regionen mit geringer Ionisation zu untersuchen, worauf ihre Ergebnisse besonders gut anwendbar sind.
Abhandlung: “Magnetic Reconnection in Strongly Magnetized Regions of the Low Solar Chromosphere” von Lei Ni, Vyacheslav S. Lukin, Nicholas A. Murphy und Jun Lin, ApJ 852, 95, 2018.
(THK)
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