3D MHD models of the solar corona: active region and network

Beobachtungen der solaren Korona zeigen ein Plasma bei Temperaturen von mehreren Millionen Grad, angeordnet in bogenartigen Strukturen. Aktuelle Forschungs- ergebnisse weisen darauf hin, dass diese hohen Temperaturen, die weit über der Oberflächentemperatur der Sonne liegen, durch die Dissipation von Magnetfeldern erreicht werden. Der Prozess der Umwandlung von magnetischer zu thermischer Energie ist jedoch noch nicht im Detail verstanden. Dazu untersuchen wir in einem dreidimensionalen magneto-hydrodynamischen Modell den Prozess der koronalen Heizung. Dieses numerische Modell ist zeitabhängig und beschreibt die Entwicklung von Magnetfeldern über einer Aktiven Region. Es umfasst die Atmosphäre der Sonne von der Photosphäre bis zur Korona. Die Magnetfelder in der Korona werden an ihren Fußpunkten in der Photosphäre verdrillt. Dadurch entstehen Ströme, die anschließend dissipiert werden und damit die Korona aufheizen. Dies entspricht dem sogenannten DC-Prozess (Direct Current), wie er 1972 von Parker vorgeschlagen wurde. Das Modell ist in einem quasi-stationären Gleichgewicht, in dem die zugeführte Energie aus den Bewegungen in der Photosphäre durch die Strahlungsverluste in der optisch dünnen Korona kompensiert wird.