Physik der Sonneneruptionen (Flares und koronale Massenauswürfe)
Solarer Flare im extremen Ultraviolett (SDO/AIA), überlagert mit der Röntgenemission (RHESSI) von heißem Plasma (orange) und von energetischen Elektronen (blau).
Bild: AIP
Ein koronaler Massenauswurf, der von einem weltraumgestützten Koronagraphen (SOHO/LASCO) im Weißlicht beobachtet wurde.
Bild: ESA/NASASonneneruptionen sind die stärksten Explosionen im Sonnensystem. Sie werden durch in koronalen Magnetfeldern gespeicherte Energie angetrieben. Ausgelöst durch magnetische Rekonnexion kann diese Energie schnell freigesetzt werden. In der Folge werden geladene Teilchen sehr effizient auf relativistische Energien beschleunigt, und Plasma wird auf Temperaturen von bis zu 50 Millionen Kelvin aufgeheizt, wodurch eine kleine Region auf der Sonne Emission über das gesamte elektromagnetische Spektrum (von Gammastrahlen bis zu Radiowellen) erzeugt. Dieses Phänomen wird als solarer Flare bezeichnet. Andererseits kann ein Teil des koronalen Plasmas und des darin eingebetteten Magnetfeldes in den interplanetaren Raum hinausgeschleudert werden und einen koronalen Massenauswurf bilden.
Sonneneruptionen stehen aus mehreren Gründen im Fokus der Forschung. In ihnen spielen sich Plasmaprozesse auf Skalen ab, die Laboren auf der Erde nicht zugänglich sind. Sie ermöglichen uns einen hautnahen Blick auf die Freisetzung magnetischer Energie, wie sie auch in viel weiter entfernten astrophysikalischen Objekten auftritt. Und schließlich können sie einen großen Einfluss auf die Erde und ihre Umgebung haben, was als Weltraumwetter bezeichnet wird. Einige der wichtigsten offenen Fragen sind, wie Eruptionen ausgelöst werden, wie die Teilchen so effizient beschleunigt werden und wie sowohl Energie als auch Teilchen durch die Sonnenatmosphäre und den interplanetaren Raum transportiert werden.
Im weiten Feld der Physik von Sonneneruptionen konzentriert sich das AIP insbesondere auf folgende Themen:
- Untersuchung der Elektronenbeschleunigung in Sonneneruptionen mit Hilfe von Röntgenbeobachtungen von RHESSI und Solar Orbiter sowie mittels theoretischer Modellierung
- Energiebilanz in Sonneneruptionen (thermisch vs. nicht-thermisch)
- Koronale Schockwellen und ihre Rolle bei der Teilchenbeschleunigung
- Ausbreitung von Elektronen durch die Korona und Heliosphäre mit Hilfe von Radiobeobachtungen (z.B. LOFAR)