Ein erstmals im Sonnenwind entdecktes Phänomen könnte dazu beitragen, ein seit langem bestehendes Rätsel über die Sonne zu lösen: warum die Sonnenatmosphäre Millionen von Grad heißer ist als die Oberfläche.

Bilder des erdumkreisenden Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) und der Atmospheric Imaging Assembly (AIA) zeigen, dass tief liegende magnetische Schleifen auf Millionen Grad Kelvin aufgeheizt werden.

Die Forscher vermuten, dass schwerere Ionen wie Silizium sowohl im Sonnenwind als auch in der Übergangsregion zwischen Chromosphäre und Korona der Sonne bevorzugt aufgeheizt werden.

Dort entstehen kontinuierlich Schleifen aus magnetisiertem Plasma, die ihren Verwandten in der Korona darüber nicht unähnlich sind. Sie sind viel kleiner und schwer zu analysieren, aber man vermutet seit langem, dass sie den magnetisch angetriebenen Mechanismus beherbergen, der Energieausbrüche in Form von Nanoflares freisetzt.

Der Sonnenphysiker Stephen Bradshaw und seine Kollegen gehörten zu denjenigen, die so etwas vermuteten, aber keiner hatte vor IRIS ausreichende Beweise.

Das hochfliegende Spektrometer wurde speziell zur Beobachtung der Übergangsregion gebaut. In der Studie, die in Nature Astronomy erscheint, beschreiben die Forscher „Aufhellungen“ in den sich wieder verbindenden Schleifen, die starke spektrale Signaturen von Sauerstoff und vor allem von schwereren Silizium-Ionen enthalten.

Das Team um Bradshaw, seinen ehemaligen Studenten und Hauptautor Shah Mohammad Bahauddin, jetzt Mitglied der Forschungsfakultät am Laboratory for Atmospheric and Space Physics an der University of Colorado Boulder, und die NASA-Astrophysikerin Amy Winebarger untersuchte IRIS-Bilder, die in der Lage sind, Details dieser Übergangsschleifen aufzulösen und Taschen mit superheißem Plasma zu erkennen. Die Bilder ermöglichen es ihnen, die Bewegungen und Temperaturen der Ionen in den Schleifen anhand des von ihnen ausgesandten Lichts zu analysieren, das als Spektrallinien gelesen wird und als chemischer „Fingerabdruck“ dient.

„In den Emissionslinien ist die gesamte Physik eingeprägt“, sagt Bradshaw, außerordentlicher Professor für Physik und Astronomie. „Die Idee war, zu lernen, wie diese winzigen Strukturen aufgeheizt werden, und zu hoffen, etwas darüber zu sagen, wie die Korona selbst aufgeheizt wird.

Die Bilder zeigen Hot-Spot-Spektren, bei denen die Linien durch thermische und Doppler-Effekte verbreitert wurden, was nicht nur auf die an den Nanoflares beteiligten Elemente, sondern auch auf deren Temperaturen und Geschwindigkeiten hinweist.

An den Hot Spots fanden sie wieder verbindende Jets mit Silizium-Ionen, die sich mit Geschwindigkeiten von bis zu 100 Kilometern pro Sekunde auf den Beobachter (IRIS) zu (blauverschoben) und von ihm weg (rotverschoben) bewegten. Für die leichteren Sauerstoffionen wurde keine Dopplerverschiebung festgestellt.

Die Forscher untersuchten zwei Komponenten des Mechanismus: wie die Energie aus dem Magnetfeld entweicht und wie sie das Plasma tatsächlich aufheizt.

Der Übergangsbereich ist nur etwa 10.000 Grad Celsius heiß, aber die Konvektion auf der Sonnenoberfläche beeinflusst die Schleifen, verdreht und verflochten die dünnen magnetischen Stränge, aus denen sie bestehen, und fügt den Magnetfeldern Energie hinzu, die schließlich das Plasma aufheizen, sagt Bradshaw. „Die IRIS-Beobachtungen haben gezeigt, dass dieser Prozess abläuft, und wir sind ziemlich sicher, dass zumindest eine Antwort auf den ersten Teil durch die magnetische Rekonnektion gegeben wird, für die die Jets eine Schlüsselsignatur sind“, sagt er.

Bei diesem Prozess brechen die Magnetfelder der Plasmastränge und verbinden sich an den Flechtstellen wieder zu niedrigeren Energiezuständen, wodurch gespeicherte magnetische Energie freigesetzt wird. Wo dies geschieht, wird das Plasma überhitzt.

Aber wie die freigesetzte magnetische Energie das Plasma aufheizt, war bisher ein Rätsel. „Wir haben uns die Regionen in diesen kleinen Schleifenstrukturen angesehen, in denen die Rekonnexion stattfindet, und die Emissionslinien der Ionen gemessen, vor allem von Silizium und Sauerstoff“, sagt er. „Wir stellten fest, dass die Spektrallinien der Silizium-Ionen viel breiter waren als die des Sauerstoffs.“

Das deutete auf eine bevorzugte Erwärmung der Silizium-Ionen hin. „Wir brauchten eine Erklärung dafür“, sagt Bradshaw. „Wir haben uns das angeschaut und nachgedacht, und es stellte sich heraus, dass es einen kinetischen Prozess gibt, der Ionenzyklotron-Heizung genannt wird und schwere Ionen gegenüber leichteren bevorzugt.“

Er sagt, dass Ionenzyklotronwellen an den Wiederverbindungsstellen erzeugt werden. Die Wellen, die von den schwereren Ionen getragen werden, sind anfälliger für eine Instabilität, die dazu führt, dass die Wellen „brechen“ und Turbulenzen erzeugen, die die Ionen zerstreuen und mit Energie versorgen. Dies führt zu einer Verbreiterung ihrer Spektrallinien, die über das hinausgeht, was allein durch die lokale Temperatur des Plasmas zu erwarten wäre. Im Falle der leichteren Ionen könnte nicht genug Energie übrig bleiben, um sie zu erhitzen. „Andernfalls überschreiten sie nicht die kritische Geschwindigkeit, die nötig ist, um die Instabilität auszulösen, die bei leichteren Ionen schneller ist“, sagt er.

„Im Sonnenwind sind schwerere Ionen deutlich heißer als leichtere“, sagt Bradshaw. „Das ist definitiv gemessen worden. Unsere Studie zeigt zum ersten Mal, dass dies auch eine Eigenschaft der Übergangsregion ist und daher aufgrund des von uns identifizierten Mechanismus in der gesamten Atmosphäre fortbestehen könnte, einschließlich der Erwärmung der Sonnenkorona, zumal der Sonnenwind eine Manifestation der sich in den interplanetaren Raum ausdehnenden Korona ist.“

Die nächste Frage, sagt Bahauddin, ist, ob solche Phänomene überall auf der Sonne in gleichem Maße auftreten. „Die Antwort lautet wahrscheinlich nein“, sagt er. „Dann stellt sich die Frage, wie viel sie zum Problem der koronalen Erwärmung beitragen. Können sie der oberen Atmosphäre genügend Energie zuführen, um eine Korona mit mehreren Millionen Grad aufrechtzuerhalten?

„Was wir für die Übergangsregion gezeigt haben, war eine Lösung für ein wichtiges Teil des Puzzles, aber für das Gesamtbild müssen noch mehr Teile an die richtige Stelle fallen“, sagt Bahauddin. „Ich glaube, dass IRIS in naher Zukunft in der Lage sein wird, uns etwas über die Teile der Chromosphäre zu sagen. Das wird uns helfen, eine einheitliche und umfassende Theorie der Sonnenatmosphäre zu erstellen.“