Wie kommt es, dass in der Hochtemperatur-Sonnenkorona neutrale Metallatome mit niedriger Temperatur verborgen sind?

Produziert von: Science Popularization China

Autor: Qu Zhongquan (Yunnan Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften)

Hersteller: China Science Expo

Anmerkung des Herausgebers: Um die Grenzen des Wissens zu erweitern, hat Chinas Spitzentechnologieprojekt eine Artikelserie mit dem Titel „Unbekanntes Gebiet“ gestartet, die einen Überblick über die Erkundungsergebnisse bietet, die die Grenzen im Weltraum, in der Tiefsee, in der Tiefsee und in anderen Bereichen durchbrochen haben. Begeben wir uns auf eine wissenschaftliche Entdeckungsreise und lernen wir die erstaunliche Welt kennen.

Die Sonne ist der Stern, der uns am nächsten ist, und daher auch der Stern, den wir Menschen am umfassendsten und sorgfältigsten beobachten können. Derzeit gibt es Geräte am Himmel (weltraumgestützte Sonnenteleskope), auf der Erde (bodengebundene Sonnenteleskope) und sogar unter der Erde (wie etwa zur Erkennung von Sonnenneutrinos), um ununterbrochene Langzeitbeobachtungen der Sonne durchzuführen. Daher ist es nicht einfach, neue wichtige Entdeckungen zu machen.

Die besondere Struktur der Sonne: Je weiter vom Zentrum entfernt, desto niedriger die Temperatur

Wie unsere Erde hat auch die Sonne eine Struktur und ist kein gleichmäßiges Ellipsoid.

Abbildung 1 Die Sonne besteht aus Kern, Strahlungsschicht, Konvektionsschicht und Atmosphäre. Die Sonnenatmosphäre besteht von innen nach außen aus Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsbereich und Korona.

(Bildquelle: Institut für Optoelektronische Technologie, Chinesische Akademie der Wissenschaften)

Die äußerste Schicht ist die Sonnenatmosphäre, die ebenfalls eine Struktur aufweist. Von innen nach außen besteht sie aus der mit bloßem Auge sichtbaren Photosphäre, der mit bloßem Auge unsichtbaren Chromosphäre, der Übergangszone und der Korona (siehe Abbildung 1).

Im Zentrum der Sonne erreichen die Temperaturen bis zu 15 Millionen Grad. Dort finden thermonukleare Reaktionen statt, die die grundlegendste Wärmeenergiequelle der Sonne darstellen. Die Temperatur sinkt von innen nach außen weiter, bis sie die Grenzschicht zwischen Photosphäre und Chromosphäre erreicht – die Temperaturminimumschicht (-zone). Zu diesem Zeitpunkt steigt die Temperatur nach außen hin ungewöhnlich stark an . Die Temperatur des Materials in der Photosphäre beträgt in der Nähe der Schicht (Zone) des Temperaturminimums 5600 Grad oder sogar weniger, während die Temperatur des Chromosphärenmaterials über der Photosphäre allmählich auf mehrere zehntausend Grad ansteigt und dann, nach dem Durchlaufen einer extrem dünnen Übergangszone nach oben, in der Korona plötzlich auf über eine Million Grad ansteigt. Gleichzeitig nimmt die Dichte der Sonnenatmosphäre mit der Höhe ab.

Das Obige ist unser menschliches Grundverständnis der Struktur der Sonne, die unserer Erde pulsierendes Leben bringt.

Da es dem Menschen derzeit jedoch nicht möglich ist, Geräte für direkte Messungen in das relativ dichte Innere der Sonnenatmosphäre zu schicken (in den letzten Jahren hat die US-amerikanische Parker Solar Probe Detektionen in der äußersten ausgedehnten Korona durchgeführt), werden alle Strukturen und physikalischen Eigenschaften der Sonnenatmosphäre durch die Ableitung von Daten zur elektromagnetischen Strahlung der Sonne und zur Detektion hochenergetischer Teilchen bestimmt.

Beispielsweise wurde die obige Beurteilung der hohen Temperatur der Korona ursprünglich von Menschen vorgenommen, die bei der Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis im 19. Jahrhundert eine koronale grüne Emissionslinie aufzeichneten – die koronale grüne Linie (FeXIV530,3 nm, dreizehnmal ionisierte Eisenlinie mit einer Wellenlänge von 530,3 Nanometern). Jahrzehnte später schlussfolgerte man auf Grundlage der Quantentheorie zur Entstehung von Atom- und Ionenspektren, dass die Temperatur der Korona über eine Million Grad betragen könnte. Anschließend bestärkte die Entdeckung mehrerer Koronaemissionslinien, wie etwa der roten, der gelben und der blauen Linie, die Annahme, dass die Temperatur der Korona mehrere Millionen Grad beträgt.

Dies ist die Grundlage für die Lehrbuchannahme, dass die Temperatur der Korona über eine Million Grad beträgt. Es widerspricht dem „gesunden Menschenverstand“, dass die Temperatur umso niedriger ist, je weiter man vom Zentrum (Kern) der Sonne entfernt ist.

Mit der Entwicklung von Beobachtungsinstrumenten wurde den Menschen allmählich klar, dass die Korona aus vielen Plasmen (teilweise oder vollständig ionisierte Gase) mit unterschiedlichen Temperaturen besteht, ihre Temperatur jedoch nicht weniger als Hunderttausende Grad beträgt. So haben etwa Beobachtungen von Sonnenbeobachtungsinstrumenten, die von Satelliten am Himmel getragen werden, wie etwa die verschiedenen ultravioletten Spektralbildbeobachtungen des Solar Dynamics Observatory SDO/AIA und des Röntgenteleskops des fortschrittlichen chinesischen weltraumgestützten Sonnenobservatoriums ASO-S, gezeigt, dass die Temperatur der Korona tatsächlich eine bestimmte Bandbreite abdeckt – von Hunderttausenden Grad bis zu Millionen Grad – und im aktiven Zustand sogar mehrere zehn Millionen Grad erreichen kann.

Warum jedoch die Temperatur der Sonnenatmosphäre von einigen tausend Grad in der Photosphäre auf über eine Million Grad in der Korona ansteigt, ist zu einem der jahrhundertealten Rätsel der Astrophysik geworden. Derzeit ist man allgemein der Ansicht, dass dieses seltsame Phänomen durch die Existenz des solaren Magnetfelds verursacht wird. Obwohl Sonnenphysiker mehrere mögliche Mechanismen vorgeschlagen haben, ist die Forschung zu den spezifischen Mechanismen noch im Gange. Unsere Beobachtungen der totalen Sonnenfinsternis sind eine von vielen Bemühungen.

Allerdings wurde das obige Verständnis des Temperaturbereichs der Korona durch die Ergebnisse unserer Analyse der Beobachtungsdaten der totalen Sonnenfinsternis in Frage gestellt.

Was sind Fraunhofer-Linien?

Bevor wir näher darauf eingehen, wie die Temperatur verschiedener Teile der Korona bestimmt wird, müssen wir verstehen, was Fraunhofer-Linien sind.

Wie wir alle wissen, ließ der große britische Wissenschaftler Isaac Newton im 17. Jahrhundert die Sonnenstrahlung durch ein kleines Loch fallen und trennte dann mithilfe eines Prismas die sieben farbigen Teile des Sonnenlichts (diesen Vorgang nennt man heute Dispersion, und die Gesamtheit der verschiedenen Farben, die nach der Trennung herauskommen, nennt man Spektrum). Anschließend verwendete er ein Instrument, um die sieben Farben des Sonnenlichts zu weißem Licht zu synthetisieren. Dies beweist, dass weißes Licht aus Licht mehrerer Farben besteht.

Abbildung 2 Dispersionsexperiment

(Fotoquelle: VEER Gallery)

Leider verwendete Newton keinen schmalen Spalt anstelle einer Lochblende, um die Dispersionsfähigkeit seines spektroskopischen Prismas zu verbessern. Sein Landsmann Wollaston beobachtete im Jahr 1802 dunkle, charakteristische Spektrallinien im Spektrum des Sonnenregenbogens. Im Jahr 1814 wurden jedoch systematische Beobachtungen vom Deutschen Fraunhofer durchgeführt, der insgesamt 576 solcher Spektrallinien entdeckte (siehe Abbildung 3) und richtigerweise erkannte, dass diese Spektrallinien durch die Absorption kontinuierlicher Hintergrundstrahlung durch Elemente in der Sonnenatmosphäre entstehen.

Abbildung 3 Das 1814 von Fraunhofer aufgezeichnete Sonnenabsorptionsspektrum (eine große Anzahl vertikaler schwarzer Linien, die dicht im Bild verteilt sind).

(Bildquelle: ScienceNet)

Daher wurden die Spektrallinien mit dieser Eigenschaft von späteren Generationen als Fraunhofer-Linien bezeichnet. Basierend auf der Analyse von Fraunhofer-Linien auf Grundlage physikalischer Prinzipien können wir die physikalischen Eigenschaften der Astrophysik quantitativ bestimmen. Diese Entdeckung öffnete die Tür zur Astrophysik.

Mit den fortwährenden Erfindungen und Schöpfungen der Menschheit werden die Aufzeichnungen der Fraunhofer-Linien in der Sonne immer detaillierter, oder anders ausgedrückt: das Auflösungsvermögen der spektralen Dispersion wird immer höher. Abbildung 4 ist das Sonnenabsorptionsspektrum mit mittlerem spektralen Auflösungsvermögen.

Abbildung 4 Fraunhofer-Spektrum der Sonne

Die oben stehenden Reihen solarer Fraunhofer-Linien (Absorptionslinien) (jede Reihe besteht aus dunklen, vertikalen, kurzen Linien), die von einer Kamera aufgezeichnet wurden, reichen vom roten Bereich mit längeren Wellenlängen bis zum violetten Bereich mit kürzeren Wellenlängen. Man erkennt, dass diese Fraunhofer-Spektrallinien deutlich dunkler sind als der umgebende helle Hintergrund ohne Liniensegmente – das kontinuierliche Spektrum, also die Strahlungsintensität ist deutlich geringer.

(Bildnachweis: NASharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF)

Generell gilt: Je höher die Auflösung, desto besser können gemischte Spektrallinien getrennt werden, sodass wir mehr Spektrallinien sehen können. Astronomen können die Atome oder Ionen, die die Spektrallinien erzeugen, anhand von Eigenschaften wie der Wellenlänge identifizieren und sie mit Spektren vergleichen, die in Laboren auf der Erde gewonnen wurden. Sie können außerdem feststellen, ob sich diese Teilchen im Grundzustand, im angeregten Zustand oder im ionisierten Zustand befinden und so vorläufig die Umgebungstemperatur der Teilchen bestimmen, die die Spektrallinien erzeugen.

Genau wie Treppen sind auch Atome oder Energieniveaus diskontinuierlich. Das ist wie eine Person, die Treppen steigt. Je höher Sie steigen, desto mehr Energie benötigen Sie. Wenn die Anregung oder Ionisierung gebundener Elektronen außerhalb des Kerns vom niedrigsten Energiezustand – dem Grundzustand – in den angeregten Zustand durch zufällige thermische Bewegung erfolgt, dann ist die Temperatur umso höher, je höher das Energieniveau ist. Gerade weil die durch die Energieniveaus des Wasserstoffatoms erzeugten Spektrallinien diskontinuierlich waren, entwickelte Bohr das Quantenmodell des Atoms.

Darüber hinaus wissen wir nach der Identifizierung der Spektrallinien, dass es eine Vielzahl physikalischer Gründe gibt, die die Form dieser Spektren (der Linienprofile) verändern können. Beispielsweise kann uns die Linienkernbreite der oben erwähnten Spektrallinie quantitativere Temperaturinformationen liefern. Anhand dieser Konturformen und ihrer Veränderungen analysieren Astrophysiker quantitativ die entsprechenden physikalischen Zustände. So kann beispielsweise durch die Untersuchung von Spektren – die Spektraldiagnostik – aus der Breite der Spektrallinienkerne auch auf die Entstehungstemperatur von Spektrallinien geschlossen werden.

Tatsächlich entstehen diese Fraunhofer-Linien vor allem in der bereits erwähnten Sonnenphotosphäre, wo die Temperatur mit einer Durchschnittstemperatur von etwa 6000 Grad Celsius niedriger ist. Die meisten Teilchen in der Sonnenatmosphäre befinden sich dort in einem neutralen Zustand, was bedeutet, dass die Elektronen außerhalb der Atomkerne durch den Ionisationsprozess nicht herausgelöst wurden.

Wenn sich diese Materieteilchen jedoch vom Kern der Sonne (der Wärmequelle) weg und weiter in Richtung Chromosphäre bewegen, sinkt ihre Temperatur nicht, sondern steigt stattdessen an. Die meisten Teilchen befinden sich in einem hochangeregten oder ionisierten Zustand, der nur bei höheren Temperaturen erreicht werden kann. In diesen instabilen Zuständen befinden sich mehrere Atome oder Ionen, wodurch die Elektronen außerhalb des Kerns von energiereichen Zuständen in energiearme Zustände springen und Emissionslinien erzeugen. Gleichzeitig nimmt mit abnehmender Materiedichte die Absorption mit zunehmender Höhe deutlich ab und die Emissionslinien in der Chromosphäre werden immer zahlreicher und stärker. In der Übergangszone und der Korona sind unter normalen Umständen nur Emissionslinien als Spektrallinien beobachtbar (siehe Abbildung 5). Vergleich zwischen den Absorptionslinien in der oberen Hälfte und den Emissionslinien in der unteren Hälfte. Der Unterschied zwischen ihnen besteht darin, dass die Strahlungsintensität der Absorptionslinie geringer ist als das kontinuierliche Hintergrundspektrum, während die Intensität der Emissionslinie höher ist als die kontinuierliche Hintergrundstrahlung.

Abbildung 5 Schematische Darstellung der Absorptionslinien (oben) und Emissionslinien (unten). Die Strahlungsintensität der Absorptionslinie ist geringer als die Intensität des kontinuierlichen Hintergrundspektrums, während die Intensität der Emissionslinie höher ist als die Strahlung des kontinuierlichen Hintergrundspektrums. In der obigen Abbildung nimmt die Wellenlänge von links nach rechts in Nanometern zu.

(Bildquelle: ScienceNet)

Aus dem oben Gesagten lässt sich unschwer folgern, dass selbst bei gleicher Spektrallinie die zur Erzeugung der Emissionslinie erforderliche Temperatur höher ist als die der Absorptionslinie, da es sich um einen Abwärtsübergang von einem hohen Energieniveau zu einem niedrigen Energieniveau handelt.

Es sollte auch beachtet werden, dass während einer totalen Sonnenfinsternis zu Beginn des letzten Jahrhunderts eine schwache Fraunhofer-Linie beobachtet wurde. Diese Spektrallinie entsteht durch die Fraunhofer-Linien der Sonnenphotosphäre, die in einer Höhe von mehr als zwei Millionen Kilometern über dem Sonnenrand von Staub gestreut werden und sich ellipsoidförmig um die Sonne verteilen. Daher wird dieser Teil der Strahlung als Fraunhofer-Korona oder kurz F-Korona bezeichnet. Es ist erwähnenswert, dass dieser Staub, wenn er sich zu nahe an der Photosphäre befindet, durch Sonnenstrahlung und Hitze zu Plasma sublimiert wird. Der äußerste Teil der F-Korona ist mit dem von uns beobachteten Zodiakallicht verbunden.

Unsere Entdeckung neutraler Metallatome in der inneren Korona in einer Höhe von Zehntausenden Kilometern über dem Rand der Sonne stellt die derzeit gängige Zusammensetzung und Temperaturverteilung der Korona in Frage.

Dunkle kalte Materie in der Sonnenkorona entdeckt

Das Fiber Array Solar Telescope (FASOT)-Team des Yunnan Astronomical Observatory der Chinesischen Akademie der Wissenschaften hat sich der Entwicklung von FASOT verschrieben. Der international renommierte Sonnenphysiker JOStenflo ist der Ansicht, dass das Teleskop die Tür zu einer neuen Art von Sonnenbeobachtungsgeräten öffnet. Nach der Unterstützung durch die National Natural Science Foundation of China und den Joint Key Fund for Astronomy der Chinese Academy of Sciences wurde Anfang 2013 erfolgreich ein kleiner FASOT-Prototyp entwickelt.

Um die physikalischen Eigenschaften der Korona, der äußersten Atmosphäre der Sonne, zu ermitteln, organisierte die Gruppe gemeinsam mit der Durham University in Großbritannien chinesisch-britische Beobachtungen einer totalen Sonnenfinsternis im Dezember 2012 in Cairns, Australien, und im Juli 2013 in Biffon, Gabun. Ziel war es, mit dem FASOT-Prototyp als weltweit erster eine Polarisationsspektralbildgebung der Korona-Emissionslinien und der Chromosphärenemissionslinien (Blaze-Spektren) durchzuführen und so neue physikalische Eigenschaften der Korona aufzudecken. Anschließend wurde der FASOT-Prototyp 2017 in den USA und 2019 in Chile eingesetzt, um tiefergehende und komplexere Beobachtungen durchzuführen und so die Geheimnisse des Auftretens und der Entwicklung vieler Corona-Phänomene zu lüften. Nach der Finanzierung des größten nationalen Forschungsinstrumentenentwicklungsprojekts Chinas, „Entwicklung des Fiber Array Solar Optical Telescope FASOT“, durch die National Natural Science Foundation wurde der FASOT-Prototyp im Juli 2024 erfolgreich entwickelt. Letzterer wird in Echtzeit dreidimensionale und präzise Informationen über die Magnetfeldvektoren sowie thermodynamische und dynamische Größen der mehrschichtigen Sonnenatmosphäre gewinnen.

Bei der Analyse der im Beobachtungsband (516,3–531,6 nm) während der totalen Sonnenfinsternis in Gabun (Afrika) am 3. November 2013 erhaltenen Daten wurde unerwartet festgestellt, dass diesen Emissionslinien entsprechende Fraunhofer-Linien auch in den Regionen beobachtet wurden, in denen einige Emissionslinien neutraler Metallatome entstehen (Chromosphäre und Übergangszone) (siehe Abbildung 6).

Abbildung 6: Rohdaten des Polarisationsspektrums, die vom FASOT-Prototyp während der totalen Sonnenfinsternis 2013 in Gabun, Afrika, gesammelt wurden (noch nicht demoduliert).

Oben: Über dem Bereich, in dem Emissionslinien (vertikale helle Linien) erzeugt werden, gibt es auch Fraunhofer-Linien (vertikale dunkle Linien im Bild), die im visuellen Projektionsbereich mit der Millionen Grad hohen Spektrallinie – der koronalen grünen Linie (der breitesten vertikalen hellen Emissionslinie rechts) – koexistieren. Unten: Zum Vergleich eine Beobachtung, bei der in der inneren Korona nur Emissionslinien, aber keine Fraunhofer-Linien vorhanden sind. Wie aus der Abbildung ersichtlich ist, sind die Fraunhofer-Linien viel schwächer als die Emissionslinien.

(Bildnachweis: FASOT-Team)

Die Analyse der Daten zeigt, dass sich in der Korona in einer Höhe von 30.000 Kilometern über der Sonnenphotosphäre neutrale Metallatome (Eisen Fe, Magnesium Mg, Chrom Cr und Titan Ti usw.) befinden. Diese neutralen Atome streuen Licht und erzeugen Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien), die wir erkennen. Ihr Anregungspotential liegt unter 3eV (Elektronenvolt), was einer Temperatur von weniger als 25.000 Grad entspricht. Gemessen an der Dopplerverbreiterung der Spektrallinien, die durch Faktoren wie die Temperatur verursacht wird, kann die Temperatur einiger neutraler Teilchen nahe an der typischen Temperatur der Photosphäre liegen, die bei 6.000 Grad liegt. Daher können diese neutralen Teilchen im Vergleich zu den millionenfach heißeren anderen Teilchen in der Korona als kalte Materie bezeichnet werden. Darüber hinaus ist die durch die Streuung dieser neutralen Atome erzeugte Fraunhofer-Linienstrahlung viel schwächer als die im Projektionsbereich zur gleichen Zeit in der gleichen Richtung erfasste koronale grüne Linienstrahlung (siehe Abbildung 6).

Wenn man die Natur der entsprechenden Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien) über dem Bereich, in dem die Emissionslinien der Metallatome entstehen, nicht berücksichtigt, gibt es zwei mögliche Ursachen für ihre Entstehung. Entweder wird eine Staubstreuung über den Projektionseffekt beobachtet oder es gibt neutrale Metallatome in der inneren Korona, die die Fraunhofer-Linien der Photosphäre streuen. Nach der Analyse stellten wir jedoch fest, dass die beobachteten Fraunhofer-Linien die folgenden Eigenschaften haben:

1) Sein linearer Polarisationsgrad ist viel kleiner als die theoretischen und beobachteten Werte, die die meisten Forscher zuvor auf der Grundlage der Staubstreuung abgeleitet haben. Dies zeigt, dass sich die Partikel, die die Streuung verursachen, in der inneren Korona befinden.

2) Die relative Intensität zwischen ihnen hat sich im Vergleich zur relativen Intensität der Fraunhofer-Linien, die der Photosphäre entsprechen, stark verändert. Einige Absorptionslinien sind stärker als die umliegenden Linien, während in der Photosphäre das Gegenteil der Fall ist. Während die relativen Intensitäten zwischen den staubgestreuten Spektrallinien und den photosphärischen Fraunhofer-Linien unverändert bleiben;

3) Die durch den Dopplereffekt hervorgerufenen Verschiebungen der Mittenwellenlängen der Spektrallinien verschiedener neutraler Teilchen sind unterschiedlich. Dies zeigt, dass diese Atome nicht im Staub gesammelt sind und die gleiche relative Geschwindigkeit haben, sondern voneinander getrennt sind und sich unabhängig voneinander bewegen.

Die Eigenschaften der an den drei oben genannten Punkten erkannten Fraunhofer-Linien können eine Staubstreuung ausschließen und feststellen, dass sie durch die Streuung relativ unabhängig bewegter neutraler Metallatome in der inneren Korona entstehen.

Was bedeutet die Entdeckung dunkler, kalter Materie in der Sonnenkorona?

Die oben genannten Entdeckungen haben unser Verständnis der Zusammensetzung der Sonnenkorona verändert. Diese Entdeckung zeigt, dass es in der inneren Sonnenkorona neben hochtemperierten, vollständig ionisierten freien Elektronen und Ionen auch niedrigtemperierte neutrale Metallatome gibt. Diese neutralen Atome treten aus der Photosphäre aus und entgehen der Erwärmung der Chromosphäre und der Übergangsregion. Dies schränkt die Verteilung der Wärmequellen in der Chromosphäre und im Übergangsbereich ein: Diese Quellen sind nicht immer im gesamten Raum aktiv.

Es ist zu beachten, dass die Korona immer noch hauptsächlich aus Materie mit hohen Temperaturen zwischen Hunderttausenden und Millionen Grad besteht. Den Beobachtungen der totalen Sonnenfinsternis in Timor-Leste im April 2023 zufolge, die wir nach dieser Entdeckung organisiert haben, machen diese dunklen, kalten Substanzen weniger als ein Prozent der gesamten Materiedichte im Beobachtungsraum aus. Dieser sehr kleine Anteil könnte jedoch eine wichtige Rolle bei der Lösung des Rätsels der Koronaheizung spielen.

Erstens: Da diese dunklen, kalten Substanzen extrem dünn sind, senken sie nicht die Temperatur der Koronasubstanzen, sondern erhöhen die Temperatur der umgebenden Substanzen und ihre eigene. Der Grund hierfür liegt darin, dass die Grundstruktur der Korona aus Koronaschleifen unterschiedlicher Größe besteht. Der Großteil der Materie in der Korona (Ionen und freie Elektronen) bewegt sich spiralförmig um die Achse des Magnetrings, genau wie Autos (freie Elektronen) und Lastwagen (Ionen), die geordnet auf einer Autobahn fahren. Koronale Magnetschleifen können als Teil eines geschlossenen Stromkreises betrachtet werden, dessen Widerstand in Abwesenheit neutraler Atome nahe Null liegt.

Sobald jedoch eine kleine Anzahl neutraler Atome, die nicht durch Magnetfelder eingeschränkt sind, aus der Photosphäre in die Koronaschleifen aufsteigen, kollidieren sie mit diesen sich bewegenden Ionen und freien Elektronen und können den Widerstand in diesem Kreislauf um das Millionenfache erhöhen. Der Mechanismus dieser plötzlichen Widerstandsänderung wird als Cowling-Leitung bezeichnet. Es ist wie eine Autobahn, die in regelmäßigen Abständen durch herabgefallene Steine ​​blockiert ist, was zu schweren Verkehrsunfällen führt. Zu diesem Zeitpunkt setzt die Joule-Dissipation im Magnetring die Energie des Stroms in Form von Wärme frei und erhitzt diese neutralen Teilchen, Ionen und freien Elektronen.

Es gibt mehr dunkle kalte Materie in der inneren Korona, und die Forschung wird fortgesetzt

Die dunklen, kalten, neutralen Metallatome, die oben in der inneren Korona entdeckt wurden, kommen nur in lokalen Bereichen vor. Gibt es in der inneren Korona mehr dunkle, kalte, neutrale Metalle oder ist die gesamte innere Korona mit vereinzelten dunklen, kalten Metallatomen bedeckt? Diese Frage muss durch Beobachtung beantwortet werden.

Um diese Frage zu beantworten, organisierte das FASOT-Team die Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis am 8. April 2023 in Timor-Leste. Als Beobachtungsinstrument diente ein kleines Doppelteleskop, das einen großen Bereich der Korona abbilden kann. Wir verwenden diese Beobachtungsgeräte, um gleichzeitige Beobachtungen im selben Raum, aber in zwei verschiedenen Bändern durchzuführen.

Vorläufige Analyseergebnisse zeigen, dass die durch die Integration der Beobachtungsdaten in den beiden Bändern von 659,4 nm und 660,1 nm erzielten Ergebnisse darauf schließen lassen, dass dunkle kalte Materie in den meisten Bereichen der inneren Korona verteilt sein kann.

In Zukunft werden wir Beobachtungen in weiteren Bändern nutzen, um die Dichte und Verteilung der dunklen kalten Materie in der inneren Korona zu berechnen, um die physikalischen Eigenschaften der inneren Korona vollständig zu erfassen und zu versuchen, das jahrhundertealte Problem der Koronaheizung zu lösen.

Verweise

1.Markus J. Aschwanden, Physik der Sonnenkorona, eine Einführung, 2005, Springer, Praxis-Verlag, ISBN:3-540-22321-5

2.ZQ Qu, L. Chang, GT Dun, et al., 2024, Spektropolarimetrie von Fraunhofer-Linien in der lokalen oberen Sonnenatmosphäre, The Astrophysical Journal, 974:63