Wissenschaft mit GREGOR

Das Bild zeigt eine große Sonnenfleckengruppe die mit dem Vakuum Turm Teleskop (VTT) am Teide Observatorium am 4. September 1998 aufgenommen wurde. Sonnenflecken sind große Konzentrationen von Magnetfeldern mit Stärken bis zu 0.5 Tesla (5 kG). Bemerkenswert ist die detaillierte, radial orientierte Struktur in der Penumbra und die über das dunkle Zentrum (Umbra) gehenden Lichtbrücken. Der schwarze Kreis hat etwa den Durchmesser der Erde.
Vergleich zwischen solarer Granulation mit dem VTT beobachtet (oben) und Resultaten einer zwei-dimensionalen Simulation der Konvektion in der Photosphäre (Einfügung unten). Das zellulare Muster ist durch die Konvektionszellen nahe der Sonnenoberfläche verursacht, wo heißes Gas im Zentrum der Granulen aufwärts steigt, oben abkühlt und in den dunklen Intergranulum absinkt. Die Größe einer typischen Granule ist etwa 1000km im Durchmesser. Die Konturen in der numerischen Simulation repräsentieren gleiche Temperaturen im vertikalen Schnitt durch die Atmosphäre.
Zweidimensionale zeitabhängige numerische Simulation einer kleinen Magnetfeldkonzentration in einem vertikalen Schnitt der Sonnenatmosphäre. Die Temperaturen werden durch unterschiedliche Farben repräsentiert (Skala oben). Die kleinen weißen Pfeile zeigen das Geschwindigkeitsfeld des Plasmas. Das Bündel nahezu vertikaler Linien zeigen die magnetischen Feldlinien. Die dicke, horizontale Linie repräsentiert den Abschnitt von dem die meiste beobachtet solare Strahlung emittiert wird (tau = 1). Die gezeigte Struktur ist sehr klein. Eine vergleichbare Feldkonzentration ist der kleine helle Punkt in dem darüberliegenden Bild in der Mitte der mit "A ---- A" markierten Linie. Das Beobachten dieser Strukturen braucht die Auflösung und Lichtstärke von GREGOR.

Hoch aufgelöste Sonnenbeobachtung 

Das Hauptziel von GREGOR ist die hochgenaue Messung des solaren Magnetfeldes. Die magnetische Aktivität der Sonne spielt eine dominante Rolle bei nahezu allen Prozessen innerhalb der solaren Atmosphäre. Es ist für die Energiebilanz der äußeren Atmosphärenschichten verantwortlich, es verursacht den Aktivitätszyklus und die gleichzeitige Variabilität der solaren Helligkeit und es produziert die meisten der manchmal spektakulären sichtbaren Phänomene, wie Sonnenflecken, Protuberanzen, Flares und koronale Massenauswürfe. 

Aus theoretischen und numerischen Berechnungen ist bekannt, dass der größte Teil der Wechselwirkung zwischen dem solaren Plasma und dem Magnetfeld auf sehr kleinen räumlichen Skalen von etwa 70 km auf der Sonne, entsprechend einem Winkel von 0,1 Bogensekunde, stattfindet. 

Es ist deshalb wichtig, große Teleskope zu haben, die diese kleinen Details auflösen können. Für das quantitative physikalische Verständnis des solaren Magnetfeldes wird für eine hohe photometrische Genauigkeit und Empfindlichkeit eine große Apertur benötigt.  

Besondere wissenschaftliche Ziele

Entstehen, Entwicklung und Vergehen von magnetischem Fluss

Magnetischer Fluss erscheint auf der Sonnenoberfläche als Dipole in unterschiedlicher Größe, von großen Flecken bis zu kleinen magnetischen Elementen. Der gesamte Fluss der Sonne wird innerhalb von zwei bis drei Tagen erneuert. Da der magnetische Fluss sich nicht ständig erhöht, muss ein Mechanismus für das Vergehen bestehen. Der entsprechende Prozess wirkt auf der Skala der kleinsten magnetischen Elemente.

Energiebilanz von Sonnenflecken

Die starken Magnetfelder von Sonnenflecken blockieren den konvektiven Energietransport zur Sonnenoberfläche. Dieser Effekt erklärt das Auftreten der kühlen Sonnenflecken, aber die Temperatur der Sonnenflecken ist wesentlich höher, als man bei der vollständigen Unterdrückung der Konvektion erwarten würde. Kleinskalige Phänomene, wie "Umbral Dots" oder "Penumbral Grains" verursachen wahrscheinlich den beobachteten Energiefluss in einem Sonnenfleck.

Chromosphäre

Die hellen Punkte an den Rändern und dem Inneren der Supergranulation spielen eine Schlüsselrolle bei der Heizung und der Dynamik der Chromosphäre. Die Größe und die Wellenbewegung in diesen Strukturen muss mit hoher photometrischer Präzision und ausreichender räumlicher Auflösung gemessen werden.