Rossby-Wellen in der Sonne

Rossby-Wellen wurden zuerst in der Erdatmosphäre als riesige Mäander im Jetstream der nördlichen Hemisphäre beobachtet. Diese Wellen können in beliebigen rotierenden Fluidkörpern existieren, inklusive der Sonne, welche am Äquator mit einer Periode von 25.4 Tagen rotiert. Obwohl ihre Existenz in der Sonne und Sternen vor vierzig Jahren vorhergesagt worden war [1], wurden sie erst letztes Jahr zweifelsfrei auf der Sonne detektiert [2]. Rossby-Wellen manifestieren sich in Karten horizontaler Strömungen auf der Sonnenoberfläche als Muster der radialen Wirbelstärke, welche sich im mitrotierenden Bezugssystem entgegen der Rotationsrichtung fortbewegen (Abbildung 1). Sie lassen sich anhand einer wohldefinierten Beziehung zwischen Wellenzahl und Frequenz, der Dispersionsrelation, identifizieren.

Karten von Wirbelströmungen

Wir haben zwei verschiedene Methoden verwendet, um Karten von Strömungen in den oberflächennahen Schichten der Sonne zu erzeugen. Die erste Methode, bekannt als local correlation tracking, besteht darin, der Bewegung von Granulen in aufeinanderfolgenden Intensitätsbildern des SDO zu folgen. Granulen sind kleine konvektive Zellen mit einer Lebensdauer von einigen Minuten, welche als Tracer von größerskaligen Strömungen, in die sie eingebettet sind, verwendet werden. Karten der horizontalen Strömungen auf der Sonnenoberfläche wurden ab Mai 2010 alle 30 Minuten erzeugt [2]. Aus diesen wurde die radiale Wirbelstärke bestimmt.

Die zweite Methode ist die Helioseismologie. Sie verwendet SDO-Beobachtungen solarer akustischer Wellen, um Strömungen im Sonneninneren zu erforschen [3]. Die lokalen Frequenzen solarer akustischer Wellen werden von internen Strömungen durch den Doppler-Effekt beeinflusst. Anhand der Helioseismologie lassen sich horizontale Strömungen in verschiedenen Tiefen in der oberen Konvektionszone mit einer Kadenz von ungefähr einem Tag kartieren [2, 4]. Auf der Sonnenoberfläche stimmen die mithilfe der zwei Methoden erzeugten Karten der radialen Wirbelstärke sehr gut überein.

Frequenzen der Rossby-Moden und Wellenfunktionen

Die Zeitreihen der radialen Wirbelstärke lassen sich am besten im spektralen Raum analysieren. Hier wird eine Fourier-Transformation in der Zeit und eine sphärische harmonische Transformation in Bezug auf die räumlichen Koordinaten durchgeführt. Die Analyse der jeweiligen Leistungsspektren offenbarte das Vorhandensein von Wellen auf globalen Skalen mit einer Dispersionsrelation sehr ähnlich jener von sektoralen Rossby-Wellen aus der Standardliteratur (Abbildung 2). Die Rossby-Wellen haben sehr kleine Geschwindigkeitsamplituden von etwa einem Meter pro Sekunde und Lebensdauern von ungefähr vier Monaten. Zusätzlich haben wir die Änderungen der Wellenfunktionen mit dem Breitengrad auf der Sonne analysiert. Die Wellenfunktionen sind maximal am Äquator, wechseln ihr Vorzeichen nahe Breitengraden von ±30°, und nähern sich bei hohen Breitengraden dem Wert Null an. Dieses Verhalten der Wellenfunktion steht im Gegensatz zu Erwartungen für gleichförmig rotierende Sterne. Vorläufige Untersuchungen deuten darauf hin, dass die mit dem Breitengrad abnehmende solare Rotationsrate (differentielle Rotation) eine wichtige Rolle für die Form der Wellenfunktionen spielt, und zwar aufgrund der Bildung von kritischen Schichten bei jenen Breitengraden, an denen der Vorzeichenwechsel beobachtet wird.

Warum sind Rossby-Wellen wichtig?

Die Entdeckung der Rossby-Wellen in der Sonne hat viele Fragen über ihre Rolle in der globalen Dynamik der solaren Konvektionszone aufgeworfen. Ein wichtiger Punkt ist die Beobachtung, dass globale Rossby-Wellen fast genauso viel radiale Wirbelstärke enthalten wie die turbulente Konvektion auf denselben räumlichen Skalen. Dies ist ein unerwartetes Ergebnis, das uns über die gegenseitige Wechselwirkung zwischen den Wellen und der Konvektion Aufschluss geben könnte. Ein anderes Thema von Interesse ist die potenzielle Rolle, die Rossby-Wellen für den Drehimpulstransport in der Konvektionszone spielen könnten. Versuche, den Imaginärteil der Wellenfunktionen zu messen (Proxauf et al., Manuskript eingereicht), weisen darauf hin, dass dieser Transport gering sein dürfte, auch wenn dieses noch weiterer Untersuchungen bedarf. In Zukunft wollen wir anhand der Helioseismologie die Tiefenabhängigkeit der Wellenfunktionen ergründen. Vereinfachten Modellen zufolge sollten die Wellenfunktionen mit der Tiefe derart abnehmen, dass die kinetische Energiedichte der Rossby-Wellen innerhalb der Konvektionszone am größten wird (Damiani et al., Manuskript eingereicht). Dies würde bedeuten, dass Rossby-Wellen eine neue Möglichkeit zur Erforschung des Sonneninneren bieten könnten, zusätzlich zu akustischen Wellen. Vielleicht können Rossby-Wellen uns dabei helfen, das magnetische Feld tief in der Konvektionszone zu messen.

Literaturhinweise