Verblassungsfreie Oszillation in kleinen koronalen Schleifen

Die Sonne, unser nächster Stern, hat Schichten, die viel heisser sind als die Oberfläche, die wir sehen. Die äussere Schicht, bekannt als Korona, kann Temperaturen von über einer Million Grad erreichen. Um diese Hitze im Gleichgewicht zu halten, muss Energie in die Korona fliessen, um das zu ersetzen, was verloren geht. Eine wichtige Idee in der Sonnenwissenschaft ist, dass Wellen, speziell magnetohydrodynamische (MHD) Wellen, dabei helfen könnten, diese Energie bereitzustellen. Diese Wellen bewegen sich durch die Korona und können Strukturen wie koronale Schleifen zum Schwingen bringen.

Koronale Schleifen können oszillieren, also hin und her bewegen, und diese Bewegungen können entweder nachlassen oder unbegrenzt weitergehen. Die Oszillationen, die nicht abklingen, nennen wir decayless Oszillationen, und die sind besonders interessant, weil sie möglicherweise helfen könnten, die Korona zu erhitzen. Während wir schon viel über diese Oszillationen in grösseren Schleifen gelernt haben, wurden kleinere Schleifen, die etwa 10 Millionen Meter lang oder weniger sind, nicht so intensiv untersucht.

In diesem Artikel schauen wir uns decayless Oszillationen in kleineren koronalen Schleifen an. Unser Ziel ist es, ihre Eigenschaften zu verstehen, indem wir hochauflösende Bilder vom Solar Orbiter betrachten, einem Raumfahrzeug, das die Sonne beobachtet.

#Beobachtungen und Datenquellen

Um diese kleinen Schleifen zu untersuchen, haben wir Bilder vom Extreme Ultraviolet Imager (EUI) auf dem Solar Orbiter verwendet. Dieses Gerät macht detaillierte Bilder von der Korona der Sonne, was uns erlaubt, kleine Merkmale zu beobachten, die in früheren Beobachtungen nicht klar waren. Die Bilder haben sehr kleine Pixel und schnelle Aufnahmezeiten, was sie perfekt macht, um schnell bewegende Sonnenmerkmale zu verfolgen.

Bei unserer Analyse haben wir 42 Fälle von Oszillationen innerhalb von 40 verschiedenen koronalen Schleifen gefunden. Diese Schleifen sind dynamisch und können sich schnell während der Beobachtungen bilden und wieder verschwinden. Wir haben verschiedene Eigenschaften dieser Schleifen gemessen, wie ihre Längen, Oszillationsperioden und wie weit sie sich während der Oszillationen bewegten.

#Eigenschaften von decayless Oszillationen

#Schleifenlänge und Oszillationsperiode

Die koronalen Schleifen, die wir untersucht haben, variieren in der Länge von 3 bis 23 Millionen Metern, mit einer durchschnittlichen Länge von etwa 9 Millionen Metern. Diese Zahlen sind kürzer als das, was man normalerweise in grösseren aktiven Region Schleifen sieht, die Hunderte von Millionen Metern lang sein können. Die Oszillationsperioden dieser Schleifen lagen zwischen 28 und 272 Sekunden, wobei die meisten Oszillationen länger als 60 Sekunden dauerten. Diese Beobachtung stimmt mit früheren Studien überein, die ähnliche Zeiten in grösseren Schleifen gefunden haben.

#Verschiebung und Geschwindigkeit

Die Bewegung innerhalb der Schleifen oder die Verschiebungsamplitude – also wie weit sich die Schleifen während der Oszillation bewegten – betrug im Durchschnitt etwa 134 Kilometer, mit einigen Variationen zwischen 35 und 358 Kilometern. Dieser Wert ist vergleichbar mit dem, was in grösseren Schleifen gesehen wurde, aber höher als das, was in kleinen koronalen hellen Punkten aufgezeichnet wurde. Die Geschwindigkeit der Oszillationen lag zwischen 2,1 und 16,4 Kilometern pro Sekunde, mit einem Durchschnitt von etwa 6,6 Kilometern pro Sekunde.

#Korrelation zwischen Parametern

Als wir die Beziehung zwischen der Länge der Schleifen und ihren Oszillationsperioden angeschaut haben, fanden wir keine signifikante Korrelation. Diese fehlende Korrelation deutet darauf hin, dass die Eigenschaften dieser kleineren Schleifen sich nicht so verhalten wie grössere Schleifen, die tendenziell eine direkte Beziehung zwischen Länge und Periode zeigen.

#Energieüberlegungen

Eine zentrale Frage in der Sonnenphysik ist, ob diese Oszillationen genug Energie transportieren, um die Korona zu erhitzen oder die Sonnenwinde zu unterstützen. Der benötigte Energiefluss, um Verluste in verschiedenen Bereichen der Sonne auszugleichen, variiert, wobei Regionen wie die ruhige Sonne etwa 300 W/m² benötigen, während aktive Bereiche 800 W/m² benötigen können.

Wir schätzten den Energiefluss der Oszillationen in den Schleifen mit den beobachteten Werten von Kinkgeschwindigkeiten und Schleifenlängen. Die Energieflüsse, die wir fanden, lagen zwischen 0,6 und 313 W/m². Der durchschnittliche Energiefluss, den wir berechneten, betrug 19 W/m², was weit unter dem liegt, was erforderlich ist, um die Korona in vielen Bereichen zu erhitzen.

#Messungen des Magnetfelds

Als wir uns die Magnetfelder in diesen kleinen Schleifen anschauten, fanden wir eine durchschnittliche Stärke von etwa 2,1 Gauss. Diese magnetische Stärke ist niedriger als die Messungen, die in grösseren aktiven Region Schleifen genommen wurden, was darauf hindeutet, dass diese kleinen Schleifen unterschiedliche magnetische Eigenschaften haben.

#Wellenmodi: Stehende vs. Propagierende Wellen

Die Natur der Oszillationen – ob sie stehende Wellen sind, die sich nicht entlang der Schleife bewegen, oder propagierende Wellen, die es tun – bleibt unklar. Bei stehenden Wellen würden wir eine starke Beziehung zwischen Schleifenlänge und Oszillationsperiode erwarten, aber wir fanden in unserer Studie keine solche Korrelation.

Einige Oszillationen zeigten Anzeichen von Phasenkohärenz, was auf einen stehenden Modus hindeuten könnte, aber das allgemeine Fehlen einer Beziehung zwischen den Schleifenparametern macht es schwierig, sie eindeutig zu klassifizieren. Diese Unklarheit deutet darauf hin, dass weitere Untersuchungen, möglicherweise durch Simulationen, die modellieren, wie sich diese Wellen in kleinen Schleifen verhalten, notwendig sind.

#Fazit

Zusammenfassend zeigt unsere Untersuchung von kleineren koronalen Schleifen ein komplexes Bild von decayless Oszillationen. Mit einer durchschnittlichen Schleifenlänge von etwa 9 Millionen Metern und unterschiedlichen Oszillationsperioden und -amplituden könnten diese kleinen Schleifen nicht genug Energie für eine signifikante Erwärmung der ruhigen Sonne oder der Sonnenwinde liefern.

Eine weitere Erforschung ist notwendig, um die Natur dieser Wellen, die Rolle kleiner Schleifen in der Sonnen-Dynamik und ihre potenziellen Beiträge zur Erwärmung der äusseren Atmosphäre der Sonne besser zu verstehen. Laufende Forschung und zusätzliche Daten werden helfen, die Bedeutung dieser Oszillationen im grösseren Bild der Sonnenphänomene zu klären.