Ein langjähriges Sonnenrätsel wird klarer
Sonnenprotuberanzen gehören zu den visuell eindrucksvollsten Strukturen der Sonne und zu ihren hartnäckigsten wissenschaftlichen Rätseln. Es handelt sich um gewaltige Bögen oder Wolken kühleren Plasmas, die hoch in der Korona schweben, der äußeren Atmosphäre der Sonne, in der die Temperaturen über eine Million Grad liegen. Das Material der Protuberanz selbst liegt jedoch bei etwa zehntausend Grad und ist damit viel kühler als die Umgebung. Universe Today beschreibt den Widerspruch eindrücklich: Es ist, als würde ein Eisberg in einem Ofen treiben.
Nun haben Forscher am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung das geschaffen, was die Quelle als die bislang realistischsten Simulationen dafür bezeichnet, wie diese Strukturen entstehen und bestehen bleiben. Die neue Arbeit ist nicht nur deshalb wichtig, weil Protuberanzen seltsam sind, sondern weil sie Folgen haben. Wenn sie instabil werden und ausbrechen, können sie enorme Mengen geladener Materie ins All schleudern. Trifft diese Materie auf die Erde, reicht das Spektrum von eindrucksvollen Polarlichtern bis hin zu Störungen von Satelliten und Stromnetzen.
Wie Protuberanzen in der Schwebe bleiben
Die grundlegende physikalische Erklärung ist seit Jahren grob verstanden: Magnetfelder halten das Plasma an Ort und Stelle. Schleifen magnetischer Kraft steigen von der Sonnenoberfläche auf und erzeugen Mulden, in denen sich kühleres Material sammeln kann. Die schwierigere Frage ist, wie Protuberanzen über Wochen oder sogar Monate stabil bleiben. Eine so große und thermisch so unpassende Struktur braucht dauerhafte Unterstützung. Ohne frischen Materialnachschub müsste sie sich auflösen.
Die neuen Simulationen konzentrieren sich auf eine Magnetfeldgeometrie, die oft mit Protuberanzen verbunden ist: eine Doppelbogen-Konfiguration mit einer Mulde in der Mitte. Im Modell bildet sich die Protuberanz in dieser Mulde und bleibt dort gefangen. Was diese Arbeit laut Quelle auszeichnet, ist ihr Umfang. Die Simulationen enden nicht an der Korona. Sie berücksichtigen Schichten von der äußeren Atmosphäre bis hin zu Teilen der Konvektionszone unterhalb der sichtbaren Sonnenoberfläche.
Diese breitere Betrachtung ist wichtig, weil sie es Forschern ermöglicht, zu untersuchen, wie tiefere Sonnenprozesse das unterstützen, was weiter oben erscheint. Anstatt die Protuberanz als statisches Objekt in der Korona zu behandeln, verbindet das Modell sie mit dem dynamischen Inneren und der unteren Atmosphäre, die die magnetischen Strukturen darüber speisen und stören.
