Feinstruktur der Photosphäre und der Chromosphäre

Die Entstehung einer Penumbra, spektropolarimetrisch beobachtet mit dem GFPI@VTT. Von links nach rechts sind Karten verschiedener physikalischer Größen dargestellt: Kontinuumsintenstität, magnetische Feldstärke [kGauss], magnetischer Fluss [10^(17) Mx], Neigung des Magnetfeldes [deg]. Von oben nach unten ist die zeitliche Entwicklung gezeigt: 08:40, 08:50, 09:28, 10:13, 11:51, and 12:38 UT. Die Die Skalenstriche der Achsen entsprechen einer Bogensekunde.

In diesem Forschungsschwerpunkt geht es um die Strukturentstehung durch kosmische Magnetfelder. In der Sonnenphysik behandeln wir die kleinsten beobachtbaren Skalen im Universum. Strahlungsgetriebene magneto-konvektive Prozesse erzeugen eine Vielzahl von faszinierenden Phänomenen, deren Verständnis von fundamentaler astrophysikalischer Bedeutung ist. In großskaligen Sonnenflecken unterdrücken die starken Magnetfelder die reguläre Konvektion, und es entstehen kleinskalige penumbrale Filamente, Lichtbrücken, und umbrale Punkte.

Wir untersuchen wie das magnetische Feld an der Oberfläche der Sonne auftaucht, wie sich magnetische Elemente zusammenschließen und größer-skalige Poren bilden. Es entstehen Penumbren und Sonnenflecken. Aktive Regionen lösen sich wieder auf und magnetischer Fluss diffundiert über die Oberfläche. Um zu verstehen wie der magnetische Fluss recycliert wird, und wie der lokale solare Dynamo arbeitet untersuchen wir die Magnetfelder auch in der sogenannten ruhigen Sonne.

Sonnenflecken, die relativ zur dynamischen Zeitskala stabil sind, beherbergen unterschiedlichste Moden der Magnetokonvektion deren Verständnis von grundlegender Bedeutung ist und bilden daher einen Schwerpunkt unserer Forschung. Wir untersuchen die Änderung der Topologie des Magnetfeldes von der Photosphäre in die Chromosphäre und darüber hinaus, weil sie fundamental ist für die Wechselwirkung der im sonneninneren erzeugten Magnetfelder mit dem Weltraumwetter.

Unsere Forschung basiert auf der theoretischen Modellierung sowie der Beobachtung. Die durchgeführten Messungen beruhen auf diversen Methoden: Zum Einen studieren wir die magnetischen Fingerabdrücke in den Spektrallinien, die in unterschiedlichen Schichthöhen der solaren Atmosphäre entstehen, zum Anderen analysieren wir die Ausbreitung von Wellen in der Photosphäre und Chromosphäre um Informationen über das Magnetfeld zu extrahieren.

Die magnetischen Prozesse und Strukturen müssen bei der höchstmöglichen räumlichen Auflösung vermessen werden. Gleichzeitig sind hohe spektrale und polarimetrische Genauigkeit ebenso wichtig wie die hohe zeitliche Auflösung bei möglichst langen Messreihen. Notwendige Kompromisse werden durch die Benutzung unterschiedlicher Teleskope und Instrumente erreicht (z.B. GREGOR, VTT, IBIS@DST, Hinode, SDO, IRIS, and SUNRISE). Um die physikalische Natur der Prozesse und Strukturen zu verstehen, vergleicher wir unsere Beobachtungen mit numerischen Simulationen von strahlungsgetriebener Magnetokonvektion.