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Woher der Nachschub für Protuberanzen auf der Sonne kommt
Redaktion
/ Pressemitteilung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung
astronews.com
22. April 2026
Protuberanzen sind mehrere tausend Kilometer große, kühle
Plasmastrukturen in der heißen Korona der Sonne, von denen einige über Wochen
bestehen bleiben können. Für die Entstehung und die Stabilität wird ein
ständiger Plasma-Nachschub benötigt. Verantwortlich dafür ist offenbar das
Magnetfeld der Sonne, das Plasma aus tieferliegenden Schichten in die
Protuberanzen befördert.
Abfolge von Bildern aus den neuen
Computersimulationen. Die flammenartige
Protuberanz erstreckt sich etwa bis zu 20.000
Kilometer in die Korona und verändert ständig
ihre Form. Gelegentlich "regnet" ein Teil ihres
Materials zurück in die Tiefe (Teilabbildung D).
Bild: MPS [Großansicht] |
Mit ihren mehr als eine Million Grad ist die Atmosphäre der Sonne, die
Korona, unfassbar heiß. Allerdings nicht überall. Immer wieder zeigen sich in
ihr riesige Strukturen aus deutlich kühlerem, etwa 10.000 Grad heißem
Sonnenplasma, sogenannte Protuberanzen. Oft muten die bis zu mehreren tausend
Kilometer großen Gebilde wie flackernde Flammen an, die ganz unterschiedliche
Formen annehmen können. Trotz ihrer filigran anmutenden Gestalt sind sie
gewaltige "Materiebrocken": Ihre Dichte übersteigt die der umliegenden Korona um
das mehr als Hundertfache. In gewisser Weise ist dies, als hinge ein riesiger
Berg Mitten in der Luft. Protuberanzen können Wochen oder sogar Monate lang
stabil sein, haben aber gleichzeitig explosives Potential: Wenn sie nicht
unauffällig vergehen, enden sie in einem gewaltigen Ausbruch, bei dem die Sonne
geladene Teilchen ins All schleudert. Breitet sich die Teilchenwolke in Richtung
der Erde aus, kann es zu heftigen Sonnenstürmen kommen.
In einer jetzt veröffentlichten Studie gehen Forschende des
Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen der Frage
nach, wie Protuberanzen entstehen und was das Geheimnis ihres
Durchhaltevermögens ist. Dabei zeigt sich, dass mehrere Prozesse am Werk sind
und so ein ständiges Gleichgewicht aus Materialverlust und -zufuhr erzeugen. In
aufwändigen Computersimulationen stellen die Forschenden das Zusammenspiel von
Magnetfeldern und Plasma in der Sonne nach. Dabei berücksichtigen sie nicht nur
die Atmosphäre der Sonne, in der sich die Protuberanzen manifestieren, sondern
erstmals auch die tieferliegenden, kühleren Schichten unseres zwiebelartig
aufgebauten Sterns. Dort unterhalb der sichtbaren Oberfläche der Sonne erzeugen
turbulente Plasmaströme das komplexe, sich ständig verändernde Magnetfeld der
Sonne, das sich bis in die Atmosphäre fortsetzt.
"In der Atmosphäre der Sonne ist das Magnetfeld die treibende Kraft. Es
spielt auch bei allen Prozessen, die zum Entstehen und Aufrechterhalten der
Protuberanzen beitragen, eine entscheidende Rolle", sagt MPS-Wissenschaftlerin
Lisa-Marie Zeßner-Ondratschek. Ebenso entscheidend ist der Temperaturverlauf
innerhalb dieser Schichten. Mit maximal 20.000 Grad ist die untere
Sonnenatmosphäre, die Chromosphäre, deutlich kühler als die Korona; die
darunterliegende Sonnenoberfläche erreicht gerade einmal 6000 Grad.
Für ihre Rechnungen wandte sich die Forscherin den "kleineren" Protuberanzen
zu, die "nur" bis zu 20.000 Kilometer in die Korona ragen. Zudem nahm sie eine
Magnetfeld-Architektur an, die oftmals mit Protuberanzen einhergeht: Die
Magnetfeldlinien nehmen in der Korona die Form eines Doppelbogens an. Sie
erinnern an die zwei Höcker eines Trampeltiers oder an zwei benachbarte Berge
einer Bergkette. In der Mulde zwischen den "Höckern" entsteht die Protuberanz.
Wie die Computersimulationen zeigen, setzt eine Art "Einspritzprozess" die
Protuberanz in Gang. Angetrieben von turbulenten, kleinskaligen
Magnetfeldbewegungen stößt die Chromosphäre Spritzer kühlen Plasmas aus; in der
Magnetfeldmulde in der Korona bleibt dieser wabernde Klecks gefangen. Danach
setzt die ausgeklügelte Versorgungslogistik der Protuberanzen ein: Zwar "regnet"
ein Teil des kühlen Plasmas immer wieder zurück in die Tiefe; doch zwei Prozesse
gleichen die Verluste wieder aus. Immer wieder spritzt Material aus der
Chromosphäre nach; zudem – wenn auch in geringerem Maße – strömt heißes Plasma
aus der Korona entlang der Magnetfeldlinien in die Mulde, kühlt ab und
"kondensiert" dort.
"Unsere Rechnungen zeigen so realistisch wie nie zuvor, wie beide Prozesse
zusammenspielen, um die Protuberanzen mit Nachschub zu versorgen und so am Leben
zu erhalten", sagt Zeßner-Ondratschek. Frühere Simulationen, die nur die
Atmosphäre der Sonne berücksichtigt hatten, konnten hauptsächlich die
Kondensation in der Korona modellieren. Die neue Studie schließt somit eine
große Wissenslücke und belegt eindrucksvoll, dass auch die Vorgänge im Innern
der Sonne entscheidend sind, um das eruptive Wesen unseres Sterns zu verstehen –
und möglicherweise eines Tages vorhersagen zu können.
Über ihre Studie berichtet das Team um Zeßner-Ondratschek in einem Fachartikel, der in
der Zeitschrift Nature Astronomy erschienen ist.
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