Astrophysikalisches Institut Potsdam

Sonnenobservatorium
Einsteinturm


soelogo


Beobachtung der aktiven Sonne

Entwicklung der Sonnenfleckbeobachtung

      Sonnenflecken wurden von chinesischen Astronomen entdeckt und ab Anfang des siebzehnten Jahrhunderts von Galilei, Fabricius und Scheiner in Europa mit den ersten Fernrohren beobachtet. Seitdem sind sie von vielen Astronomen mit großem Interesse untersucht worden, unter anderem von Wilson, Herschel und Russel. Herschel schlug neben anderen Erklärungsversuchen auch vor, Sonnenflecken als Orte eines solaren Tornados anzusehen. Diese Theorie, in ihrer Erweiterung als Strudel in der Konvektionszone, war am weitesten verbreitet bis zur Entdeckung der Bedeutung der Magnetfelder Anfang dieses Jahrhunderts.

      Der Ursprung der Sonnenflecken ließ sich erst mit der Entdeckung von G. E. Hale 1908 erklären: Sonnenflecken sind Orte mit sehr starken Magnetfeldern von bis zu 0.4 Tesla, wie Hale mit Hilfe des Zeeman-Effektes nachwies. Magnetfeldlinien verbinden dabei mehrere Flecken zu einer bipolaren Fleckengruppe. Die Richtung der Feldlinien kehrt sich mit jedem Zyklus um, so daß zwei Intensitäts-Zyklen einen übergeordneten, sogenannten Hale-Zyklus von 22 Jahren bilden. Hale entdeckte später, daß nicht nur Flecken Quellen des Sonnenmagnetfeldes sind, vielmehr beobachtet man auf der Sonnenoberfläche viele sogenannte magnetische Elemente, die nach heutiger Vorstellung eine Ausdehnung in der Größenordnung von hundert Kilometern haben, also unterhalb auch der aktuellen Teleskopauflösung. An diesen Stellen treten die Feldlinien an die Oberfläche, ohne einen Fleck zu bilden. Diese Beobachtungen zu interpretieren war nicht ohne eine erhebliche Weiterentwicklung der Theorie der solaren Magnetfelder möglich, wie unter unten noch näher beschrieben wird.

Beobachtbare Eigenschaften von Sonnenflecken

      Sonnenflecken sind Gebiete in der Photosphäre der Sonne, die eine niedrigere Temperatur als die Umgebung aufweisen, weshalb sie dunkler erscheinen. Ihre Temperatur liegt bei unter 4000K, im Unterschied zu den durchschnittlich 5780K der gewöhnlichen Oberfläche der Photosphäre. Die optisch sichtbare Schicht der Sonnenflecken liegt in der sogenannten "Wilson depression", etwa 500 km tiefer als die ruhige Sonnenoberfläche. Flecken rotieren mit der Oberfläche der Sonne, ihre Intensität und Häufigkeit ändert sich zyklisch mit einer Periode von im Durchschnitt 11,07 Jahren. Mit dieser Periode verschiebt sich auch die durchschnittliche Position der Fleckenherde auf der Sonne von etwa 35º am Anfang in Richtung auf den Äquator beim Maximum. Die Flecken treten häufig in bipolaren Gruppen auf, man unterteilt sie dann in einen primären Fleck ("preceeding") in Rotationsrichtung und einen nachfolgenden Fleck ("follower") von entgegengesetzter Polarität. Ihre Lebensdauer beträgt wenige Stunden für kleine Poren bis zu etwa zehn Tagen oder mehr, bei sehr großen Flecken gelegentlich sogar über fünfzig Tage. Sie sind meist kreis- oder ellipsenförmig aufgebaut, ihren Kern bildet eine dunklere Struktur, die Umbra, von 1000 bis hin zu 10.000 Kilometern Radius. Die Umbra ist umgeben von der etwas helleren Penumbra, so daß der Gesamtdurchmesser des Flecks etwas mehr als doppelt so groß ist als der der Umbra.


Moderne Beobachtungstechniken

      In diesem Jahrhundert wurden zahlreiche Teleskope entwickelt, um die Beobachtungsmöglichkeiten der Sonnenoberfläche und des Magnetfeldes zu verbessern. Dabei treten einige prinzipiell unterschiedliche Probleme im Vergleich zur Nachtastronomie auf. So hat ein Sonnenbeobachter mit dem Überschuß an Licht und Wärme zu kämpfen, weswegen Sonnenteleskope stets "strahlend" weiß sind und möglichst weit entfernt von der sich erwärmenden, turbulenten Erdoberfläche. Die Luftunruhe, die durch Wind, aber auch durch die Erhitzung der Luftschichten hervorgerufen wird, entscheidet über die Auflösung der Beobachtungen, das "seeing". Eine moderne Entwicklung sind die Vakuum-Teleskope, bei denen der Brennpunkt im Vakuum liegt, um eine zusätzliche Bildunruhe durch Aufheizung zu vermeiden. Das jüngste europäische Projekt dieser Art ist das französich-italienische Teleskop Themis, mit dessen Inbetriebnahme nach diversen technischen Problemen demnächst gerechnet werden kann.

      Eine weitere Entwicklung stellt die steigende Zahl der Satelliten für Sonnenforschung dar. An erster Stelle steht hier SOHO, ein europäisch-amerikanisches Gemeinschaftsprojekt, das mehrere Beobachtungsintrumente für Sonnenkorona und Helioseismologie vereint. Von SOHO erhofft man sich zusammen mit den Cluster-2 Satelliten und dem "international solar-terrestrial physics program" wesentliche Aufschlüsse über ungeklärte Korona-Phänomene und das Zusammenwirken von Sonnenwind und terrestrischem Erscheinungen, also den großskaligen Verlauf der Feldlinien.

      Seit den achtziger Jahren sind auch die Aufnahmeverfahren deutlich verbessert worden. Mit der Entwicklung der CCD-Halbleiterkameras wurden die bisher verwendeten Filme oder Photoplatten vollständig verdrängt, da CCD’s eine erheblich schnellere, sicherere und differenziertere Auswertung erlauben. Ebenso zeichnet sich ab, daß Computer sowohl bei der Beobachtung als auch in der anschließenden Reduktion eine maßgebliche Bedeutung gewinnen. Durch gründliche numerische Korrektur kann der Umfang auswertbarer Daten und deren Aussagekraft erheblich erhöht werden. Auf diese Weise können Probleme gelöst werden, die durch eine Änderung des experimentellen Aufbaus nicht oder nur mit großem Aufwand behoben werden könnten, und so nicht zuletzt aus finanziellen Gründen nicht realisierbar sind.

      Durch die so gewonnenen Erkenntnisse sind in jüngerer Zeit andere Schwerpunkte in das Interesse der Sonnenflecken-Forschung gerückt. Diskutiert werden jetzt vor allem die Feinstrukturen der Flecken und solare Oszillationen. Hier sind nun bessere Messungen möglich, da durch Computer auch lange Aufnahmeserien mit vertretbarem Aufwand auf periodisches Verhalten hin analysiert werden können.

      Erhebliche Fortschritte sind auch von kommenden Großprojekten zu erwarten. Unter der Leitung verschiedener europäischer sonnenphysikalischer Institute ist seit längerem der Bau eines neuen Sonnenteleskopes geplant, dem "large earth-based solar telescope" LEST. Es ist dafür ausgelegt, die bisherigen Bobachtungsgrenzen erheblich zu unterschreiten, mit einer Auflösung von 0,1 Bogensekunden, aktiver Optik und Polarisationsmessungen mit einer Genauigkeit von mehr als 10-4. Zur Zeit stehen für den Bau keine Mittel zur Verfügung. Beteiligungen deutscher Institute bestehen darüber hinaus unter anderem an zwei geplanten, aussichtsreichen Satelliten-Projekten, dem amerikanischen "solar light" und dem chinesischen "solar space telescope", SST.

       

Resultate der gegenwärtigen Sonnenbeobachtung

      Die theoretisch mögliche Auflösung der modernen Sonnenteleskope ist fast immer höher als die tatsächliche Auflösung, die durch die atmosphärischen Bedingungen gegeben ist. Gute, hochaufgelöste Aufnahmen entstehen daher entweder durch die Auswahl der besten Bilder aus einer langen Serie unter kurzzeitig optimalen Bedingungen ("frame selection") oder durch die Anwendung optischer und numerischer Verfahren (aktive Optik, Speckle-Interferometrie). Eines der Ziele der Beobachtung ist es, die Parameter der magnetischen Flußröhren zu bestimmen, die die aktiven Regionen hervorrufen. Da diese noch nicht aufgelöst werden können, muß man sich mit der Beobachtung und Charakterisierung großräumigerer Strukturen begnügen und dabei immer davon ausgehen, daß man nur scheinbare Objekte wahrnimmt, die tatsächlich aber aus noch kleineren Strukturen zusammengesetzt sind. Der Zusammenhang zu den Flußröhren kann dann über die Theorie hergestellt werden. Strittig sind vor allem die Gebiete des Forschungsfeldes, bei denen die Beobachtungen zu ungenau sind, als daß man sie bei widersprüchlichen Theorien zur Entscheidung heranziehen könnte. Die Charakteristika magnetischer Flußröhren lassen sich in gewissen Rahmen aus den Feinstrukturen der Sonnenflecken herleiten. Diese sind teilweise bereits seit dem letzten Jahrhundert bekannt, aber erst mit modernen Teleskopen und Analysetechniken wurde es möglich, bei ihrer Beschreibung wesentliche Fortschritte zu erzielen. Folgende Feinstrukturen werden in Sonnenflecken unterschieden:


      Die Penumbra weist sogenannte Filamente auf, die meist radial von der Umbra zur ruhigen Sonne hin verlaufen. Deren Helligkeit liegt etwa zwischen der der Sonnenflecken und der ungestörten Photosphäre. Bei den Filamenten handelt es sich um Ketten von sehr kleinen "penumbral grains", hellen Punkten von einigen hundert Kilometern Ausdehnung, die man auch einzeln, dann meist größer, in der Penumbra findet (Muller, 1973). Die Filamente sind getrennt von dunklen Fibrillen, deren Helligkeit näher an der der Umbra liegt. Die penumbralen Feinstrukturen verändern sich mit der Zeit, so bewegen sich die "penumbral grains" mit einer Geschwindigkeit von etwa 500 m/s in Richtung Umbra, während von den Fibrillen ausgehende Strukturen mit etwa 5000 m/s in die entgegengesetzte Richtung wandern. Das Magnetfeld der Penumbra ist zum Rand hin stärker zunehmend geneigt und verläuft schließlich fast parallel zur Oberfläche. Man nimmt allgemein an, daß es in dunklen Fibrillen eine etwa 10º größere Inklination hat. Auch ist es dort stärker ausgeprägt.
Eine wichtige Bedeutung hat der seit 1909 bekannte Evershed-Effekt der Penumbra. Dabei handelt es sich um eine asymetrische Verschiebung der Linienprofile der Spektrallinien der Penumbra eines Fleckes, der sich nah am Sonnenrand befindet und daher mit größerer Neigung betrachtet wird. Die dem Sonnenzentrum zugewandte Seite wird dann blauverschoben, die dem Rand nähere Seite rot. Bereits von Evershed selbst stammt die Deutung als horizontaler Materiestrom aus dem Sonnenfleck mit einer Geschwindigkeit von einigen tausend Metern pro Sekunde in der Penumbra, der nach außen wieder langsamer wird. Die Deutung ist aber nicht unumstritten. Es gibt Hinweise, daß der Effekt auf die dunklen Fibrillen der Penumbra beschränkt ist. Die Verschiebung kehrt sich in größerer Höhe in der Chromosphäre wieder um, man spricht dann vom "inversen Evershed-Effekt". Es gibt Versuche, die Linienveränderungen auch auf andere Weise zu erklären. Das Phänomen ist noch nicht endgültig geklärt.

      In der Umbra lassen sich die dunklen umbralen Kernbereiche von einem diffusen, dunklen Hintergrund in der Umgebung unterscheiden. Auftretende helle, punktförmige Strukturen bezeichnet man als "umbrale Punkte" ("umbral dots"). Die veränderliche Struktur des Hintergrundes bedeckt etwa drei Viertel der Umbra; sie zeigt hellere und dunklere Stellen, über deren Eigenschaften wenig bekannt ist. Die Stärke des Magnetfeldes ist umgekehrt proportional zur Helligkeit des Hintergrundes.
Die umbralen Punkte haben eine Lebensdauer im Bereich von einer Stunde oder weniger. Ihre Verteilung ist inhomogen. Sie sind vermutlich im Zusammenhang mit den hellen, penumbralen Filamenten zu sehen und bewegen sich auch meist mit einigen hundert Metern in der Sekunde in Richtung auf die Kernbereiche zu, wo sie langsamer werden und sich in der Regel auflösen. Es ist anzunehmen, daß die wahre Gestalt der Punkte nicht aufgelöst werden kann.

      Eine weitere Struktur, die häufig beobachtet werden kann, sind die Lichtbrücken eines Flecks. Dabei handelt es sich um helle Streifen, die sogar annähernd die Intensität der ruhigen Sonne besitzen können und die Penumbra oder Umbra relativ gradlinig durchschneiden. Sie sind oft ein Zeichen für die Auflösung eines Sonnenflecks. Form, Größe, Helligkeit und Verhalten können sehr unterschiedlich sein, es gibt auch verschiedene Klassifikationsverfahren, so kann man sie z. B. grob in hellere, penumbrale und dunklere, umbrale Brücken unterteilen, die entsprechende Gebiete des Fleckes zertrennen. Ketten von Granulen und "umbral dots" können mit der Zeit eine Lichtbrücke formen.
Das Magnetfeld ist in Lichtbrücken schwächer und stärker geneigt, wenn auch nicht so stark wie am Rand der Penumbra. Eine systematische Studie (Leka, 1997) zeigt, daß es sich bei Lichtbrücken möglicherweise um das Aufsteigen von nichtmagnetischem, konvektiven Material handelt, das in den stabilen Fleck eindringt. Veränderungen einer Lichtbrücke sind demnach im Magnetfeld eher zu bemerken als bei visueller Beobachtung: Das Magnetfeld strukturiert sich bei Ausbildung einer Lichtbrücke um, um das aufsteigende feldfreie Material zu umfließen. Die Brücken werden mit der Zeit dann heller und breiter.

      Beobachtung von Oszillationen in Flecken ist wissenschaftlich sehr interessant. Oszillationen sind in der ruhigen Sonne seit 1960 bekannt und zeigen sich in der Veränderung der Dopplerverschiebung der betrachteten Gebiete. Sie zeigen verschiedene Perioden, am bedeutendsten sind die Fünf-Minuten-Oszillationen der p-Moden. Es handelt sich bei den Schwingungen um Schall- oder Gravitationswellen im Plasma, die in der Helioseismologie ein wichtiges Instrument zur Untersuchung tieferer Sonnenschichten geworden sind.
In Sonnenflecken ist der Verlauf noch komplexer als in der ruhigen Sonne, die wichtigsten Perioden liegen auch hier bei drei und fünf Minuten auf photosphärischem Niveau. Die Schwingungen ändern ihre Intensität im Fleck auf unterschiedliche Weise. Der Einfluß der Strukturen eines Sonnenflecks als Resonatoren oder Kavitäten ist noch nicht endgültig geklärt. Die Oszillationen in magnetischen Regionen spielen eine wichtige Rolle bei der Aufheizung der Sonnenkorona, einem Gebiet, das durch aktuelle Entdeckungen des SOHO-Satelliten verstärkt diskutiert wird.



Theorie des solaren Magnetfeldes

Der solare Dynamo

      Seit der Entdeckung der solaren Magnetfelder ist das Verständnis ihrer grundlegenden Bedeutung weit fortgeschritten. Für die Herkunft der Sonnenflecken bilden die Erkenntnisse von Biermann und Cowling um 1940 die Grundlage: In einem Fleck herrscht ein starkes Magnetfeld; die Feldlinien unterdrücken orthogonale Konvektion, und das dünne Plasma in einer Flußröhre nimmt nicht die thermodynamischen Parameter der Umgebung an sondern ist kühler, erscheint also dunkel. Ab den dreißiger Jahren gab es auch eine Reihe von anderen theoretischen Fortschritten auf dem Gebiet der Magnetohydrodynamik, so zum Beispiel die 1942 von Alfvén postulierten Alfvén-Wellen des magnetohydrodynamischen solaren Plasmas. Parker und Jensen erarbeiteten 1955 den Mechanismus des Auftriebes einer magnetischen Flußröhre. Es zeichnete sich ab, daß die Erklärung für Sonnenflecken in der näherungsweisen Beschreibung des komplexen hydrodynamischen Verhaltens des Sonnenplasmas zu finden war. Dies führte zum Modell des solaren Dynamos.

      In dem Bemühen, die beobachtbaren Vorgänge in der Photosphäre zu erklären, verwendet man miteinander gekoppelte Differentialgleichungen der Elektrodynamik und Hydrodynamik (Magnetohydrodynamik, MHD). Die wesentlichen Gleichungen für dieses Modell wurden zuerst von Steenbeck, Krause und Rädler in den sechziger Jahren aufgestellt. Es zeigte sich, das die differentielle Rotation der Sonne maßgeblich für das Entstehen von Sonnenflecken ist. Schon in den zwanziger Jahren hatte man angenommen, daß die Magnetfelder durch einen elektromagnetischen Dynamo erzeugt werden, der durch Induktion die kinetische Rotationsenergie der Sonne in Magnetfelder umwandelt (Alpha-Effekt). Dieser kann aber nur wirksam werden durch turbulente Konvektion im rotierenden Medium, also der solaren Konvektionszone. Dieser sogenannte Omega-Effekt ist erheblich schwächer als der Alpha-Effekt, aber erst durch die Kombination von beiden erhält man ein funktionierendes Modell für ein Magnetfeld, dessen Verhalten recht gut den Beobachtungen entspricht. Danach formt sich ein toroidales Magnetfeld mit der Zeit in ein meridionales um und umgekehrt. Die Turbulenz der Wasserstoffkonvektionszone und die damit verbundene Verwirbelung der Felder erklärt ebenfalls die verhältnismäßig kurze Lebensdauer eines Fleckes, die bis dahin unverstanden war, da ein Magnetschlauch sich durch die stark unterdrückte Diffusion erst nach etwa eintausend Jahren auflösen würde. Des weiteren wird die gegenüber der ruhigen Sonnenoberfläche fehlende Leuchtkraft der dunklen Fleckengebiete durch Prozesse in der Konvektionszone gleichmäßig auf die Gesamtoberfläche verteilt und erreicht sie nur mit einer langen Verzögerung.

      Nach der Dynamo-Theorie bilden sich also die Flecken auf folgende Weise: In den tieferen Gebieten der Wasserstoff-Konvektionszone, der sogenannten "Overshoot"-Region, entstehen toroidale Magnetfelder in stabilen Schläuchen. Da innerhalb eines Schlauches der Gesamtdruck durch die Summe von Gasdruck und magnetischem Druck gegeben ist, der Gasdruck allein im Vergleich zur Umgebung daher geringer ist, kommt es unter bestimmten Bedingungen bei den Flußröhren zu magnetischem Auftrieb. Durchbricht ein Teil einer magnetischen Flußröhre die Oberfläche und schwimmt dort, so entsteht an den beiden Durchbruchpunkten eine bipolare Fleckengruppe. Oberhalb der Gruppe verläuft das Feld in Form einer Omega-förmigen, magnetischen Flußschlaufe.


Modellierung von Sonnenflecken

      Jede vollständige Theorie des solaren Magnetfeldes muß versuchen, seine beobachtbaren Eigenschaften zu erklären. Diese lauten zusammengefaßt:

      Wie erwähnt erfüllt die Theorie des kombinierten Alpha-Omega-Effektes diese Bedingungen im Prinzip. In zahlreichen Anwendungen und Erweiterungen seit den siebziger Jahren wird nun versucht, die grundlegenden Gleichungen der MHD in Modellrechnungen so anzupassen, daß man Erkenntnisse über die der Beobachtung verborgenen Abläufe gewinnt und gleichzeitig die vorgegebenen Kriterien möglichst gut wiedergeben kann. Dabei kann man verschiedene Ansätze und Näherungen verfolgen, entscheidend ist auch, auf welche Dimension man die Rechnungen beschränkt. Das oben angeführte Bild der Sonnenfleck-Gebiete wird dabei bestätigt:

      Magnetische Flußröhren oder gebündelte, kleinere Flußröhren verlaufen relativ steil durch die Konvektionsschicht; da die Konvektion orthogonal zum Magnetfeld unterbunden wird, zeigen sie einen sehr steilen Temperaturgradienten gegenüber der Umgebung. Die detaillierte Gestalt und Größe der Flußröhren ist noch umstritten, vor allem, ob sie unterhalb eines Sonnenfleckes verdreht sind oder gradlinig verlaufen. Die Filamente der Penumbra versucht man z. B. durch eine Struktur zu erklären, die zwei ineinander verschränkten Kämmen ähnelt (Thomas, Weiss 1992). Die überkreuzten Feldlinien haben unterschiedliche Neigung und Ausrichtung. Die Penumbra hätte danach eine gewisse Ausdehnung in die Tiefe. Der Evershed-Effekt wird meist durch den sogenannten Syphon-Mechanismus erklärt: Ist eine flach verlaufende Flußröhre z. B. mit einer kleineren Pore oder einem räumlich begrenzten Punkt in der Umgebung der Penumra verbunden, deren thermodynamischer Druck geringer ist, so kommt es zu einem Druckausgleich entlang der Feldlinien, der den Materiefluß bewirkt.

      Insgesamt gesehen vermag die Theorie des solaren Dynamos also sowohl das große Bild als auch eine Reihe von Details zufriedenstellend zu erklären. Dennoch sind auch in der Theorie noch viele Fragen offen. Da das Gebiet sehr komplex ist, sind Fortschritte meist nur langzeitig und mit großem Aufwand zu erzielen.


Ausblick

      Die Sonne ist der einzige Stern, dessen Oberfläche wir mit hoher Auflösung untersuchen können und bei dem die hohe Leuchtkraft detaillierte Spektroskopie und Polarimetrie zulassen. Dies liefert eine wichtige Grundlage des allgemeinen Verständnisses des Sternaufbaus. Die Beobachtung der Sterne bietet dafür eine Vielfalt an grundlegenden Parametern. Nur langsam rotierende, "kühlere" Hauptreihensterne mit einer Effektivtemperatur von unter 7000K zeigen eine mit der Sonne vergleichbare Variabilität des Magnetfeldes. Dies wird durch die oben dargestellte Theorie schnell verständlich, da sich nur bei diesen Sternen eine Konvektionszone ausformen kann, die nach der Dynamo-Theorie für ein zyklisch veränderliches Magnetfeld unbedingt erforderlich ist. Die Untersuchungen der Sonne zeigten hier zuerst die Bedeutung des Magnetfeldes und der turbulenten Konvektionszone zum vollständigen Verständnis des Sternaufbaus auf. Bei der Sternbeobachtung spielen allerdings andere Auswirkungen des Magnetfeldes auf die Chromosphäre und Korona noch eine große Rolle, die hier nicht diskutiert wurden. Allgemein ergänzen sich jedoch die Theorie der Sonne und die des Sternaufbaus gut: In dem einen Fall sucht man nach Modellen, die die Eigenschaften eines bestimmten Systems im Detail widerspiegeln. Im anderen Fall kann man Simulationen schaffen, deren Ergebnisse für verschiedene Entwicklungszustände und Randparameter des Systems überprüfbar sind.

      Bei der Beobachtung der Sonne stößt man nun, wie dargestellt wurde, auf viele Einzelheiten und Effekte, die noch nicht endgültig geklärt sind. So sind die Details der Dynamo-Prozesse noch umstritten. Auch der Zusammenhang mit den dünnen, flecklosen Flußröhren an den Rändern der Konvektionszellen der solaren Supergranulation, den großskaligen Sonnenstrukturen, ist unverstanden. Für den genauen Verlauf der Magnetfeldlinien unterhalb eines Sonnenfleckes und die Entwicklung des Flecks, vor allem unter Einfluß der Sonnenoszillationen, gibt es, wie erwähnt, verschiedene Modelle. Ähnliches gilt für die Bedeutung der Feinstrukturen und des Evershed-Effektes. Schließlich läßt sich das Langzeitverhalten der Sonne noch nicht zufriedenstellend modellieren oder gar vorhersagen. Die starken Auswirkungen, die schon kleine Veränderungen der Sonne auf das Klima der Erde haben können, machen aber deutlich, wie wichtig Antworten auf diese Fragen sind.

      Da die Simulation der Vorgänge im Sonneninneren aufgrund der Berücksichtigung der Turbulenz und der beteiligten partiellen, nichtlinearen Differentialgleichungen sehr schwierig ist, wird die Antwort auf die meisten dieser Probleme oftmals nur in der Mitte zu finden sein, wenn versucht wird, ein spezifisches Phänomen zu simulieren oder eine Beobachtung so auszulegen, daß sie über den Wahrheitsgehalt einer Theorie entscheiden kann. Die Vorgänge des solaren Magnetfeldes können offenbar nicht allgemeingültig gelöst werden, sondern immer nur in gewissem Rahmen modelliert werden. Es bleibt zu hoffen, daß die angedeuteten Fortschritte in Beobachtung und Theorie uns so die Antworten auf unsere Fragen eines Tages liefern werden.

(Auszug aus der Diplomarbeit von Iliya Czycykowski, Dezember 1997)



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