Konvektive Strömungsgeschwindigkeiten in der Sonnenatmosphäre

Die Energie aus dem Sonneninneren wird zur Oberfläche hin durch Konvektion transportiert. Betrachtet man die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre mit einem hochauflösenden Sonnenteleskop erkennt man die granulare Struktur der heiß aufströmenden Gasblasen. Mit Hilfe spektroskopischer Beobachtungen mit dem Vakuum Turm Teleskop (VTT) auf Teneriffa konnten WissenschaftlerInnen am Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik erstmalig die großskalige Bewegung dieser konvektiven Strömung anhand von hochpräzisen Geschwindigkeitsmessungen in der Photosphäre systematisch erfassen. Ermöglicht wurden die Messungen durch das wissenschaftliche Instrument LARS (Laser Absolute Reference Spectrograph), das einen hochmodernen Laserfrequenzkamm als Kalibrationsquelle für das Sonnenspektrum verwendet.

Mitte-Rand-Variation der konvektiven Blauverschiebung (von FeI 617,3nm) aufgenommen mit LARS und HMI. Die einzelnen Messpunkte beschreiben die gemittelten Dopplergeschwindigkeiten der jeweils 20-minütigen LARS-Beobachtungen von der Mitte der Sonnenscheibe (µ=1,0) bis zum Sonnenrand (µ→0) entlang der vier Achsen. Die Fehlerbereiche stellen die Standardabweichung dar. Der mittlere Verlauf ist als schwarze Linie eingezeichnet. Zum Vergleich ist der gemittelte HMI-Verlauf (türkis) entlang der Nord-Süd-Achse überlagert. Mit im Bild links oben: das Logo von LARS.

Um die Geschwindigkeiten in der Photosphäre zu erfassen, wurde die neutrale Eisenlinie bei 617,3nm verwendet. Aus der Form und Verschiebung der Spektrallinie lies sich mittels einer Bisektorenanalyse der höhenmäßige Geschwindigkeitsverlauf  bestimmen. Lag die nach außen gerichtete Geschwindigkeit (Blauverschiebung) in Sonnenscheibenmitte noch bei etwa 300m/s in der unteren Photosphäre, so nahm die Bewegung bis zur mittleren Photosphäre (etwa 200km darüber) auf nur noch 150m/s ab.

Um die sogenannten "konvektiven Blauverschiebung" qualitativ zu ermitteln wurde ihre Veränderung ausgehend von der Sonnenscheibenmitte bis hin zum Rand systematisch vermessen. Dafür wurden zehn Beobachtungspositionen bei heliozentrischen Parametern µ=cos(θ) zwischen 1,0 (Scheibenmitte) und 0,3 (nahe Sonnenrand) für alle vier Achsen (Nord, Süd, Ost, West) gewählt. Mit Hilfe des Laserfrequenzkamms konnten die LARS-Messungen auf absolute Geschwindigkeiten bis zu 1m/s genau kalibriert werden.

Die Ergebnisse der einzelnen Beobachtungen sind in der nebenstehenden Abbildung als Messpunkte eingezeichnet. Jeder Punkt stellt den Schwerpunkt der Dopplergeschwindigkeiten in den unteren 80% der Spektrallinie dar. Die Ergebnisse in Sonnenmitte liegen dich beieinander und wurden deshalb gemittelt einzeichnet. Die schwarze Kurve zeigt den gemittelten Verlauf. Trotz der offensichtlichen Streuung, die aus der Sonnenaktivität (maßgeblich p-Moden und Supergranulation) resultiert, ist ein deutlicher Trend erkennbar. Zwischen µ=1,0 und µ=0,6 beträgt die konvektive Geschwindigkeit stabil zwischen -200m/s und -300m/s (das negative Vorzeichen signalisiert eine Blauverschiebung). Zum Sonnenrand hin (kleiner werdendes µ) nimmt die Geschwindigkeit auf 0m/s ab. Dieser Trend bestätigt sich leicht versetzt auch durch den Geschwindigkeitsverlauf aus HMI-Dopplergrammen. Grund für die Geschwindigkeitsabnahme zum Rand ist die höhere beobachtete Atmosphärenschicht in der die konvektive Aufwärtsströmung auf ein Minimum abgenommen hat.

Weitere Informationen in der Bachelorarbeit von Franziska Stief (PDF).