Sonnenflecken: Theorie und Beobachtung

Präsentation zum Thema: "Sonnenflecken: Theorie und Beobachtung"—  Präsentation transkript:

1 Sonnenflecken: Theorie und Beobachtung
Rolf Schlichenmaier Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Freiburg Tel.: 2. Lehrerfortbildung am

2 Übersicht Aufbau der Sonne
Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman-Effekt Entstehung von Sonnenflecken (Flares und koronale Massenauswürfe) Modellierung der penumbralen Feinstruktur Sonnenzyklus und Sonnendynamo

3 Querschnitt der Sonne

4 Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe
März bis Mai 2001: MDI on SOHO (NASA)

5 Sonnenflecken in der Photosphäre
Umbra & Penumbra Feinstruktur: Penumbral grains Umbral dots Evershed Strömung Lichtbrücken Dark cores Granulation Granulum & Intergranulum Bright points Magnetische Knoten Normal und anomal

6 Feinstruktur in der Penumbra
(NSST, 1m, La Palma)

7 Warum sind Sonnenflecken dunkel?
Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld. Konvektionszone: Konvektion transportiert Energie. Biermann (1941): Magnetfelder unterdrücken Konvektion. Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.

8 Magnetfelder und Strömungen
Hale glaubte, dass die Flecken durch dunkle Wolken in der solaren Atmosphäre verursacht werden, welche durch solare Tornados hervorgerufen werden. Die freien Elektronen fliegen im Kreis und produzieren einen Strom der die Magnetfelder erklärt. Evershed versuchte daraufhin kreisförmigen Strömungen nachzuweisen. Wie misst man Magnetfelder und Strömungen auf der Sonnenoberfläche? Fraunhofersche Absorptionslinien, Doppler-Effekt, Zeeman-Effekt.

9 Photosphäre = Sonnenoberfläche
Die Photosphäre Mehr als 99% des Lichtes von der Sonne stammt aus der Photosphäre Photosphäre = Sonnenoberfläche

10 Das Strahlungsspektrum der Sonne
Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz. Die Photosphäre strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca K.

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12 Sonnenspektrum

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14 Keine kreisförmigen Geschwindigkeitsfelder wie von Hale vermutet
Keine kreisförmigen Geschwindigkeitsfelder wie von Hale vermutet. Tornado als Erklärung für Flecken wird verworfen.

15 Strömungen in der Penumbra: Der Evershed-Effekt
Fleck bei θ = 23 Grad

16 Klassische Elektronentheorie (Lorentz):
Der Übergang wird als Dipolstrahlung eines Elektrons beschrieben. Die Schwingungs- richtung des Elektrons, die beliebig zu B steht, wird in 3 Ersatzoszillatoren zerlegt: (1) schwingt parallel zu B. (2) und (3) schwingen entgegengesetzt zirkular und senkrecht zu B. (2) und (3) erfahren durch die Lorentzkraft eine positive und negative Beschleunigung, wodurch sich ich ihre Kreisfrequenz ändert, so dass diese beiden Komponenten energetisch aufspalten und zirkular polarisiert sind. (1) ist linear polarisiert.

17 Die Aufspaltung durch den Zeeman-Effekt

18 Polarisiertes Licht: Die Stokes Parameter

19 Polarisiertes Licht: Messprinzip
I(λ), Q(λ), und U(λ) können mithilfe eines Polarisators analysiert werden. Für die Messung von V(λ) benötigt man zusätzlich ein λ/4-Plättchen.

20 Polarisiertes Licht: Spektropolarimetrische Messung
Q(λ) U(λ) V(λ) Messung der Aufspaltung Magnetfeldstärke Messung der Amplituden Magnetfeldneigung

21 Wie entstehen Sonnenflecken?

22 Wie entstehen Sonnenflecken?
(Caligari, Schüssler, Moreno Insertis 1996) Am Boden der Konvektionszone werden durch den Dynamo starke toroidale Magnetfelder erzeugt. Diese werden instabil und treiben in Form von magnetischen Schläuchen durch Konvektionszone zur Photosphäre. Die beiden Durchstoßpunkte des Magnetfeldschlauches bilden dort eine bipolare Region.

23 Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe
Der „Bastille day“ Flare X-Mas CME

24 Sonnenfleck: Modell

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26 Die Dynamik der penumbralen Feinstruktur
70 Minuten aus dem Leben eines Fleckes: Sowohl das hell/dunkel Muster der Granulation als auch die Feinstruktur der Penumbra sind dynamische Phänomene.

27 Die Dynamik penumbraler magnetischer Flussröhren

28 Modellierung der dynamischen Feinstruktur

29 Penumbra: Filamente und Flussröhren

30 Penumbra: Filamente und Flussröhren
Penumbral grain PG tails PG inward migration Evershed flow Uncombed penumbra Surplus brightness of PU Formation of penumbra Footpoint of tube Radiative cooling Footpoint migration Flow along tube Tube in background Hot upflows Angle of magnetopause

31 Sonnenzyklus

32 Sonnenzyklus Magnetogramm in der Photosphäre
Die Sonne im Röntgenlicht: Korona EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K Mai Dezember 2000

33 Solare Helligkeitsvariation
Fackel am Sonnenrand

34 Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand

35 Übersicht Aufbau der Sonne
Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman--Effekt Entstehung von Sonnenflecken (Flares und koronale Massenauswürfe) Modellierung der penumbralen Feinstruktur Sonnenzyklus und Sonnendynamo

36 Differentielle Rotation der Sonne

37 Das Prinzip des solaren Dynamos: Ω-Effekt
Differentielle Rotation: Scherströmung verstärkt das Magnetfeld durch Aufwicklung.

38 Das Prinzip des solaren Dynamos: α-Effekt
Die Konvektion advektiert die Magnetfelder und produziert eine radial Magnetfeldkomponente: α-Effekt (Parker 1955, Steenbeck, Krause, Rädler, 1966)

39 Flares und Magnetfelder
Trickfilm