Förderverein Krankenhaus Waldfriede Ideen - Projekte - Zusammenarbeit Den magnetischen Sonnenfeldern auf der Spur Wenn das Fernsehbild flimmert und die Telefonleitung gestört ist, muss nicht unbedingt die Technik versagt haben - gewaltige Energieausbrüche auf der Sonne, so genannte solar flares, könnten die Ursache dafür sein. Auf unserem Tagesgestirn entladen sich Magnetfelder, wobei soviel Energie freigesetzt wird wie bei der Detonation mehrerer Millionen Atombomben. Eine Nachwuchsforschergruppe der RUB, die seit 1998 von der VolkswagenStiftung gefördert wird, entwickelt am Computer mathematische Modelle, um die Funktionsweise der Magnetfelder zu beschreiben ("Topologische Struktur elektromagnetischer Felder in leitenden Fluiden", Leitung: Dr. Gunnar Hornig, Institut für Theoretische Physik). Mit ersten Erfolgen: Ihr ist es bereits gelungen, einige der bisherigen Formeln zu verbessern. Selbstorganisation der Materie Wo der Sonnenwind auf das Magnetfeld der Erde trifft, werden Teilchen beschleunigt, die wiederum in den Polarregionen zu den Nordlichtern (Aurora) und so genannten geomagnetischen Stürmen führen. Auch in entfernteren Objekten, z. B. Pulsaren, Galaxien und protogalaktischen Wolken, mehren sich die Hinweise, dass Magnetfelder nach der Gravitation den größten Einfluss haben auf die Selbstorganisation der Materie. Diesem Phänomen ist die Nachwuchsforschergruppe der RUB auf der Spur: Sie will die Funktionsweise dieser Magnetfelder untersuchen und damit einer der größten Kraftquellen des Universums eine höhere Aufmerksamkeit zukommen lassen. Verknotungen und Verknüpfungen Der Schlüssel dazu liegt in ionisierter Materie, dem Plasma, das mit wenigen Ausnahmen überall im Universum vorliegt, wenn auch in sehr verschiedenen Zuständen - von extrem heißen und dichten Plasmen bis zu stark verdünnten, nur teilweise ionisierten Plasmen. Darin sind die Magnetfelder eingebettet. Eine Fluid-Theorie, die so genannte Magnetohydrodynamik, beschreibt das Plasma als ein elektrisch gut leitendes Fluid, in dem durch die Strömung magnetische Felder erzeugt werden können, die dann wiederum durch Kräfte, die so genannten Lorentz-Kräfte, auf das Plasma rückwirken. Durch diese Wechselwirkung zwischen Plasma und Magnetfeld kann eine beeindruckende Vielfalt von Strukturen entstehen, die oft Verknotungen oder Verknüpfungen des magnetischen Flusses zeigen. Diese komplexen Feldstrukturen können enorme Mengen an Energie speichern. Dramatische Eruptionen Eine typische Eigenschaft astrophysikalischer Plasmen ist, dass die Dynamik dieser Strukturen aus einem Wechselspiel besteht von idealem Verhalten, bei dem sich das Plasma nur unter Erhaltung aller Verknüpfungen (Erhaltung der Topologie) bewegt, und einer Art Aufreißen der magnetischen Struktur, der so genannten magnetischen Rekonnexion. Dabei bricht der magnetische Fluss auf und verbindet sich neu (engl. "re-connects") - ein Prozess, der oft von dramatischen Eruptionen begleitet ist und der große Energiemengen freisetzen kann. Solche Vorgänge lassen sich sehr gut auf der Oberfläche unsere Sonne verfolgen, wie die jüngsten, beeindruckenden Beobachtungen durch die Satelliten Yohkoh, SOHO und TRACE zeigen. Sie spielen auch eine zentrale Rolle für die unmittelbare Umgebung der Erde. Mathematische Modelle entwickeln ... In der Gruppe arbeiten junge Forscher interdisziplinär auf einem Gebiet zwischen Mathematik und Physik. Für die Bochumer Wissenschaftler scheint die Sonne allerdings im Computer. Im Gegensatz zu den klassischen Astronomen beobachten sie die Sonne nicht direkt. Ihre Aufgabe ist, mathematische Modelle zu entwickeln, mit deren Hilfe sich die Funktionsweise der Magnetfelder beschreiben lässt. Sie bedienen sich dabei einer Theorie, deren Anfänge auf den berühmten Mathematiker Gauss im Jahr 1833 zurückreichen: der mathematischen Knotentheorie. Neu ist, dass sie diese mit Ansätzen der Differentialgeometrie kombinieren und anwenden auf die magnetischen Felder in astrophysikalischen Plasmen. ... und optimieren Mit ersten Erfolgen: Den Forschern ist es bereits gelungen, einige der bisherigen Formeln zu verbessern. Die Nachwuchsgruppe will einen kompletten Satz an mathematischen Berechnungsgrößen entwickeln. Dabei haben sie auch eine Möglichkeit gefunden, eine Invariante darzustellen, die einen bestimmten Typ von Verknotung magnetischer Feldlinien misst. Noch mehr über die Sonne Die Sonne ist die bei weitem auffälligste Erscheinung in unserem Sonnensystem. Sie ist das größte Objekt und umfaßt nahezu 98 % der Masse des gesamten Sonnensystems. Einhundertundneun Erden würde es benötigen, um den Durchmesser der Sonne darzustellen, und in ihrem Inneren würden über 1,3 Millionen Erden Platz finden. Die äußere Schicht der Sonne nennt sich Photosphäre und besitzt eine Temperatur von 6.000° C. Diese Schicht besitzt eine fleckige Erscheinung wegen der turbulenten Energieeruptionen an der Oberfläche. Die Energie der Sonne entsteht tief in ihrem Inneren. Hier sind Temperatur (15.000.000° C) und Druck (340 Millionen Mal der Druck der Erdatmosphäre auf Meereshöhe) so hoch, daß eine Kernreaktion stattfindet. Diese Kernreaktion bewirkt, daß vier Protonen (oder Wasserstoff-Atomkerne) verschmelzen und ein Alpha-Teilchen (oder auch ein Helium-Atomkern) entsteht. Diese Alpha-Teilchen sind um 0,7 % leichter als vier Protonen zusammen. Diese Massendifferenz wird in Energie umgewandelt und durch einen Prozeß, der Konvektion genannt wird, an die Oberfläche getragen, wo sie als Licht und Hitze abstrahlt. Diese Energie benötigt eine Million Jahre, um an die Oberfläche zu gelangen. Zu jeder Sekunde werden 700 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium-Asche umgewandelt. Durch diesen Prozeß werden 5 Millionen Tonnen purer Energie abgestrahlt; mit der Zeit wird die Sonne dadurch leichter. Die Chromosphäre befindet sich oberhalb der Photosphäre. Die Energie der Sonne durchquert diese Region auf ihrem Weg vom Inneren der Sonne nach außen. Faculae und Flares erheben sich in die Chromosphäre. Faculae sind helle, leuchtende Wasserstoffwolken, die sich über den Stellen bilden, wo sich gerade Sonnenflecken formen. Flares sind helle Filamente aus heißem Gas, das in den Gegenden um Sonnenflecken freigesetzt wird. Sonnenflecken sind dunkle Mulden in der Photosphäre mit einer typischen Temperatur von 4.000° C. Die Korona ist der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre. Hier treten die Protuberanzen auf. Protuberanzen sind riesige Wolken aus glühendem Gas, die aus der oberen Chromosphäre ausbrechen. Die äußeren Regionen der Korona reichen weit in das All hinein und bestehen aus Partikeln, die sich langsam von der Sonne entfernen. Die Korona kann nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden (siehe die Bilder von Sonnenfinsternissen). Die Sonne dürfte seit 4,6 Milliarden Jahren aktiv sein und besitzt noch genug Brennstoff, um weitere etwa fünf Milliarden Jahre zu brennen. Gegen Ende ihres Daseins wird die Sonne damit beginnen, Helium zu schwereren Elementen zu verbrennen, und dabei soweit anschwellen, bis sie letzten Endes so groß ist, daß sie die Erde verschlingt. Nach einer weiteren Milliarde Jahren als Rotem Riesen wird sie plötzlich zu einem Weißen Zwerg zusammenfallen -- dem letztendlichen Produkt eines Sterns wie dem unseren. Es dürfte eine Billion Jahre dauern, bis sie vollständig abgekühlt ist. Sonne Statistik Masse (kg) 1,989·1030 Masse (Erde = 1) 332.830 Äquatorialer Radius (km) 695.000 Äquatorialer Radius (Erde = 1) 108,97 Durchschnittliche Dichte (g/cm3) 1,410 Rotationsdauer (Tage) 25-36* Fluchtgeschwindigkeit (km/s) 618,02 Helligkeit (ergs/s) 3,827·1033 Größe (Vo) -26,8 Durchschnittliche Oberflächentemperatur 6.000° C Alter (Milliarden Jahre) 4,5 Die wesentlichen chemikalischen Bestandteile sind Wasserstoff (92,1 %), Helium (7,8 %) und Sauerstoff (0,061 %) Go to: Ballettschule Feibicke. Ein Riesenprogramm am Teltower Damm 216