Bochumer1981
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Hallo zusammen,
heute habe ich die Sonne mit dem Spektroheliografen in mehreren Spektralbereichen aufgenommen, mit dem Ziel, ihre Struktur als magnetisch dominiertes Plasmasystem von der Photosphäre bis in die Chromosphäre (indirekt) darzustellen. Zwei vereinfachte (von mir mit KI generierte) Visualisierungen veranschaulichen die magnetischen Grundstrukturen unseres Sterns:
Aufgenommen wurden (von tief nach hoch in der Sonnenatmosphäre):
Die Aufnahmen zeigen die Sonne als ein durchgehendes System magnetischer Flussröhren, die sich von der Photosphäre bis in die Chromosphäre erstrecken. In der tiefsten Schicht wird dieses System im G-Band durch Sonnenflecken und Fackelgebiete sichtbar, die die Fußpunkte konzentrierter magnetischer Flussröhren markieren. Sonnenflecken markieren die Photosphären-Fußpunkte konzentrierter magnetischer Flussröhren und damit die Eintritts- bzw. Austrittsbereiche großräumiger magnetischer Schleifenstrukturen (siehe Visualisierung oben). Dabei zeigen Sonnenflecken stark gebündelte Magnetfelder, in denen die Konvektion unterdrückt wird, während hellere Fackelgebiete durch geneigte bzw. aufgelockerte Flussröhren entstehen, in denen tiefere, heißere Schichten sichtbar werden.
In der oberen Photosphäre und unteren Chromosphäre heben Hε sowie Ca II H die magnetisch aktiven Regionen besonders deutlich hervor. Hier werden Plages und Netzwerkstrukturen sichtbar, die die chromosphärische Ausprägung der magnetischen Flussröhren markieren und Bereiche erhöhter Emission anzeigen.
Der Linienkern von Ca II K (K3) zeigt ebenfalls magnetisch aktive Gebiete, allerdings in der mittleren Chromosphäre.
Der H-alpha-Kern zeigt schließlich die großräumige Struktur der Chromosphäre, wobei Filamente und Protuberanzen den magnetischen Feldlinien folgen und deren räumliche Geometrie indirekt abbilden.
He I D3 zeigt besonders magnetisch angeregte und energetische Regionen der oberen Chromosphäre im Übergang zur Korona, insbesondere in Verbindung mit aktiven Gebieten und Filamentkanälen. Helle bzw. strukturärmere Bereiche entsprechen dagegen meist geringerer He D3 Emission, wie sie in ruhigeren Regionen der Chromosphäre vorkommt. Diese können sowohl in magnetisch schwächeren Gebieten als auch in Bereichen offener Feldlinienstrukturen auftreten, die in die Korona übergehen (z. B. koronale Löcher).
Insgesamt ergibt sich ein konsistentes Bild der Sonne als vertikal strukturiertes, magnetisch dominiertes Plasmasystem: Magnetische Flussröhren verankern sich in der Photosphäre, prägen die Übergangsschichten und organisieren die Chromosphäre über ein komplexes Netzwerk magnetischer Feldlinien, das die gesamte Sonnenatmosphäre strukturiert.
CS
Stephan
heute habe ich die Sonne mit dem Spektroheliografen in mehreren Spektralbereichen aufgenommen, mit dem Ziel, ihre Struktur als magnetisch dominiertes Plasmasystem von der Photosphäre bis in die Chromosphäre (indirekt) darzustellen. Zwei vereinfachte (von mir mit KI generierte) Visualisierungen veranschaulichen die magnetischen Grundstrukturen unseres Sterns:
Aufgenommen wurden (von tief nach hoch in der Sonnenatmosphäre):
- G-Band (430,5 nm)
- Hε (397,01 nm)
- Ca II H
- Hα-Kern (656,28 nm)
- Ca II K (K3-Kern)
- He I D3 (587,6 nm)
Die Aufnahmen zeigen die Sonne als ein durchgehendes System magnetischer Flussröhren, die sich von der Photosphäre bis in die Chromosphäre erstrecken. In der tiefsten Schicht wird dieses System im G-Band durch Sonnenflecken und Fackelgebiete sichtbar, die die Fußpunkte konzentrierter magnetischer Flussröhren markieren. Sonnenflecken markieren die Photosphären-Fußpunkte konzentrierter magnetischer Flussröhren und damit die Eintritts- bzw. Austrittsbereiche großräumiger magnetischer Schleifenstrukturen (siehe Visualisierung oben). Dabei zeigen Sonnenflecken stark gebündelte Magnetfelder, in denen die Konvektion unterdrückt wird, während hellere Fackelgebiete durch geneigte bzw. aufgelockerte Flussröhren entstehen, in denen tiefere, heißere Schichten sichtbar werden.
In der oberen Photosphäre und unteren Chromosphäre heben Hε sowie Ca II H die magnetisch aktiven Regionen besonders deutlich hervor. Hier werden Plages und Netzwerkstrukturen sichtbar, die die chromosphärische Ausprägung der magnetischen Flussröhren markieren und Bereiche erhöhter Emission anzeigen.
Der Linienkern von Ca II K (K3) zeigt ebenfalls magnetisch aktive Gebiete, allerdings in der mittleren Chromosphäre.
Der H-alpha-Kern zeigt schließlich die großräumige Struktur der Chromosphäre, wobei Filamente und Protuberanzen den magnetischen Feldlinien folgen und deren räumliche Geometrie indirekt abbilden.
He I D3 zeigt besonders magnetisch angeregte und energetische Regionen der oberen Chromosphäre im Übergang zur Korona, insbesondere in Verbindung mit aktiven Gebieten und Filamentkanälen. Helle bzw. strukturärmere Bereiche entsprechen dagegen meist geringerer He D3 Emission, wie sie in ruhigeren Regionen der Chromosphäre vorkommt. Diese können sowohl in magnetisch schwächeren Gebieten als auch in Bereichen offener Feldlinienstrukturen auftreten, die in die Korona übergehen (z. B. koronale Löcher).
Insgesamt ergibt sich ein konsistentes Bild der Sonne als vertikal strukturiertes, magnetisch dominiertes Plasmasystem: Magnetische Flussröhren verankern sich in der Photosphäre, prägen die Übergangsschichten und organisieren die Chromosphäre über ein komplexes Netzwerk magnetischer Feldlinien, das die gesamte Sonnenatmosphäre strukturiert.
CS
Stephan
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