Struktur und Dynamik solarer und stellarer Koronae und ihr Einfluss auf die solar-terrestrischen Beziehungen

• Applicant: Professor Dr. Hardi Peter
• Subject Area: Astrophysics and Astronomy
• Term: from 2002 to 2011
• Project identifier: Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) - Project number 5363988

• Final Report Year: 2011

Final Report Abstract

In der außeren Atmosphäre der Sonne, der Korona, herrschen Temperaturen von über einer Million Grad. Damit ist sie hundert mal heißer als die Oberfläche der Sonne. Die Korona ist nicht nur bei Sonnenfinsternissen als strahlender Kranz zu sehen, sondern aufgrund der hohen Temperatur auch in Aufnahmen der Sonne im Röntgenlicht und extrem Ultravioletten. Dabei o zeigen sich feine fast halbkreisförmige Strukturen, koronale Bögen. Diese Bogen zeigen eine erhöhte Dichte des Gases in der Korona an und folgen grob den Magnetfeldlinien, denn das ionisierte Gas kann sich nur parallel zum Magnetfeld bewegen. Die koronalen Bogen zeigen eine hohe Dynamik, die sich durch starke Strömungen und Intensit¨ätsvariationen ausdrücken. Zudem kann die Temperatur des Gases stark variieren. Insbesondere zeigen Beobachtungen im extremen Ultraviolett von Plasma bei bestimmten Temperaturen, z.B. bei 10 000 K, dass Material scheinbar aus dem Nichts in großen Höhen über dem Sonnenrand auftaucht und dann nach unten fällt. Das Material war zuvor weit heißer (und daher nicht sichtbar in dem Wellenlängenband), kühlte dann ab und bildete ein Art Kondensation. Vorhergehende Modelle nahmen an, dass für diesen Effekt eines katastrophalen Kühlens die Heizung der Korona für eine gewisse Zeit unterbrochen werden müsste, in deren Folge das Plasma kühlen würde. An diesen Modellen ist unbefriedigend, dass man im Modell von außen vorgeben muss, dass die Heizung stoppt, ohne einen guten physikalischen Grund zu haben, warum dies der Fall sei. In diesem Projekt konnten wir zeigen, dass die Nichtlinearität der physikalischen Prozesse zu solchen Kühlungsereignissen führen kann, ohne dass man von außen einen Trigger für das Ereignis vorgibt. Auch bei einer zeitlich konstanten Heizrate können sich wie aus dem Nichts Kondensationen bilden. In dem von uns beschriebenen Prozess uberwiegt an der Spitze des koronalen Bogens die Abstrahlung die Heizrate, und in einem sich selbst verstärkenden Prozess kühlt das Material immer schneller, bis es auskondensiert ist und schließlich zur Oberfläche der Sonne rutscht. In dem nunmehr fast geleerten Bogen wir von unten her kühles Material wieder geheizt und steigt nach oben, bis man wieder fast am Ausgangspunkt ist, womit der Prozess wieder von vorne beginnen kann. Zum Ende des Projektes konnten wir die Arbeiten zu komplexeren dreidimensionalen Modellen der Korona aufnehmen. Erste Ergebnisse konnten dabei einige der Annahmen unserer eindimensionalen Modelle für koronale Bögen bestätigen. Insbesondere die räumliche Verteilung der Heizrate entlang des koronalen Bogens. Mit diesen Arbeiten konnten wir einen neuen Prozess etablieren, der verschiedene Phänomene in der Korona der Sonne befriedigend erklären kann, insbesondere das Auftauchen von Kondensationen und deren anschließendes Herunterfallen als "koronaler Regen".

Publications

• (2003). Astronomische Nachrichten Suppl. 3, Vol 324, p. 108: Condensation in cool coronal loops and its effect on transition region lines
  Müller D., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2003). Astronomische Nachrichten Suppl. 3, Vol 324, p. 13: Dynamics of Coronal loops: “Catastrophic cooling” and high-speed downflows
  Müller, D., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2003). Astronomy & Astrophysics 411, 605–613. Dynamics of solar coronal loops. I. Condensation in cool loops and its effect on transition region lines
  Müller D., Hansteen V.H., Peter, H.
  
• (2004). Astronomy & Astrophysics 424, 289–300. Dynamics of solar coronal loops. II. Catastrophic cooling and high-speed downflows
  Müller D., Peter, H., Hansteen V.H.
  
• (2004). Dissertation. Catastrophic cooling in solar coronal loops. Kiepenheuer-Institut; Institute of Theoretical Astrophysics, Oslo & Universität Freiburg
  Müller, Daniel
  
• (2004). In: Dupree A.K., Benz A.O. (eds.): “Stars as Suns: activity, evolution, and planets”, ASP Conference Series Vol. 219, p. CD-765: Catastrophic cooling and high-speed downflows in solar cornal loops
  Müller D., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2004). In: Lacoste, H. (eds.): “Waves, Oscillations and Small-Scale Transients Events in the Solar Atmosphere”, ESA SP-547, p. 199: Plasma condensation in coronal loops: II. Catastrophic cooling and high-speed downflows?
  Müller D., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2004). In: Lacoste, H. (eds.): “Waves, Oscillations and Small-Scale Transients Events in the Solar Atmosphere”, ESA SP-547, p. 285: Plasma condensation in coronal loops: I. Basic processes
  Müller D., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2004). In: R. Walsh et al. (eds.): “Coronal Heating”, ESA SP-575, p. 291: Thermal instability as the origin of high-speed cornal rain
  Müller D., De Groof A., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2004). In: Stepanov A.V. et al. (eds.): “Multi-wavelength investigations of solar activity”, Cambridge Univ. Press, p. 289: Thermal non-equilibrium in coronal loops: a road to complex evolution
  Müller D., De Groof A., Hansteen V.H., Peter H.
  
• (2005). Astronomy & Astrophysics 436, 1067–1074. High-speed coronal rain
  Müller D., De Groof A., Hansteen V.H., Peter, H.
  
• (2005). Astronomy & Astrophysics: 442, L35–L38. Forward modeling of coronal funnels
  Aiouaz T., Peter H., Keppens R.
  
• (2005). In: B. Fleck et al. (eds.): “Connecting Sun and Heliosphere”, ESA SP-592, p. 135: Relation of the chromospheric network to coronal funnels and the solar wind
  Aiouaz T., Peter H., Keppens R.