Die Physik chromosphärischer Wirbel

Verschiedentlich wurden in der jüngeren Vergangenheit tornadoartige Plasmabewegungen in den chromosphärischen Schichten der ruhigen Sonne beobachtet. Diese werden als ein möglicher Mechanismus für die Heizung der äußeren Sonnenatmosphäre angesehen. Deren wahre Natur und Ursprung, sowie ihre tatsächliche Rolle beim Transport von Energie, Wellen und Masse sind jedoch noch ungeklärt. Ein Team von Wissenschaftlern welche hauptsächlich am Leibniz-Institut für Sonnenphysik (KIS) und am Istituto Ricerche Solari Locarno (IRSOL) tätig sind, hat nun den Ursprung und die Entwicklung der chromosphärischen Wirbel in numerischen Simulationen der ruhigen Sonnenatmosphäre untersucht.

Zeitliche Abfolge eines einzelnen Wirbelereignisses in einer numerischen Simulation von t = 5760 s bis t = 6160 s. Zeilen von oben nach unten: vertikale Komponente der magnetischen Feldstärke auf der Sonnenoberfläche bei z = 0 (τ = 1) , Kontinuumsintensität I, vertikale Komponente des Wirbelvektors λ_z an der Basis der Chromosphäre bei z = 700 km, vertikale Komponente des magnetischen Wirbelvektors λ_z^B bei z = 700 km und die bin-5-Intensität I_5 als Proxy für eine chromosphärische Spektrallinie. Die Karten von λ_z und λ_z^B zeigen zusätzlich die Stromlinien der gegenläufigen Rotationen des Geschwindigkeitsfelds und des Magnetfelds, projiziert in die horizontale Ebene bei z = 700 km. Die Karten von I_5 zeigen die Entwicklung eines chromosphärischen Wirbels.

Zu diesem Zweck wurden realistische numerische Simulationen eines kleinen Ausschnitts der Sonnenatmosphäre, welcher von den oberen Schichten der Konvektionszone bis zur mittleren Chromosphäre reicht, mit dem strahlungsmagnetohydrodynamischen Code CO5BOLD durchgeführt. Die Simulationen wurden auf dem Hochleistungsrechner “Piz Daint” des “Centro Svizzero di Calcolo Scientifico” (CSCS) durchgeführt.

Für die Analyse wurden das Kriterium der Wirbelstärke und deren Evolutionsgleichung (siehe Bild des Monats vom November 2020) verwendet, um Wirbelbewegungen zu identifizieren und ihre Dynamik zu untersuchen. Als neues Kriterium wurde die magnetische Wirbelstärke als Maß für die Verdrehung des Magnetfelds eingeführt.

Zunächst wurde eine hohe Korrelation zwischen der Wirbelstärke und der magnetischen Wirbelstärke festgestellt, insbesondere bei starken magnetischen Flusskonzentrationen. Dies deutet auf einen engen Zusammenhang zwischen Wirbelbewegungen und torsionalen Magnetfeldstörungen hin. Zweitens wurde festgestellt, dass sich die Wirbel mit der lokalen Alfvén-Geschwindigkeit als unidirektionale Wirbel, welche allein durch magnetische Spannungskräfte angetrieben werden, nach oben ausbreiten. Drittens erwiesen sich die Rotation des Plasmas und die torsionale Auslenkung des nach oben gerichteten Magnetfeld als gegenläufig. Alles zusammengenommen sind dies eindeutige Merkmale von torsionalen Alfvén-Wellen. Die Alfvén-Wellen sind jedoch nicht oszillierend, sondern zeigen sich in Form von unidirektionalen Pulsen. Die Neuheit der vorliegenden Arbeit besteht darin, dass diese Alfvén-Pulse auf natürliche Weise in den numerischen Simulationen entstehen. An der Basis der Chromosphäre wurde ein mittlerer aufwärts gerichteter Poynting-Fluss von 12,8 ± 6,5 kW m-2 ermittelt. Dieser ist hauptsächlich auf Wirbelbewegungen zurückzuführen und geht meistens mit großen und komplexen Wirbelstrukturen einher, welche als Überlagerung verschiedener kleinskaliger Wirbel interpretiert wurden.

Aus dieser Arbeit lässt sich schließen, dass chromosphärische Wirbel die sichtbare Signatur von torsionalen Alfvén-Pulsen sind, die sich vom Grund der Photosphäre nach oben in die Chromosphäre ausbreiten. Ihr Ursprung in den Oberflächenschichten der Konvektionszone und ihr Schicksal in der oberen Chromosphäre und der Korona sind Gegenstand weiterer Untersuchungen.

Referenz: Andrea Francesco Battaglia, José Roberto Canivete Cuissa, Flavio Calvo, Aleksi Antoine Bossart, und Oskar Steiner: 2021. "The Alfvénic nature of chromospheric swirls", Astronomy & Astrophysics 649, A121