Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichtern

Präsentation zum Thema: "Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichtern"—  Präsentation transkript:

1 Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichtern
Rolf Schlichenmaier (1) Aufbau der Sonne (2) Sonnenflecken (3) Messung und MHD (4) Magnetfeldentstehung (5) Sonnenzyklus (6) Sonneneruptionen (7) Polarlichter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg

2 Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Observatorium Schauinsland 1240 m, Schauinsland bei Freiburg: Gegründet 1943 Tests von Instrumenten Ausbildung von Studenten Öffentlichkeitsarbeit Teleskop mit Spektrograph: 45 cm Öffnung KIS, Schöneckstr. 6, Freiburg

3 Observatorium Teide (Izaña, Teneriffa)
Pico del Teide Observatorium Teide (Izaña, Teneriffa) GREGOR, 1.5 m VTT, 70 cm Stabile Inversionsschicht

4 Warum Sonnenphysik? Magnetfelder wesentlich bei Entwicklung von Planeten, Sternen und Galaxien. Sonne ist Energiequelle für die Erde. Magnetfelder verursachen eine Variabilität der Strahlung: Beschleunigung von Teilchen. Wechelwirkung zwischen Magnetfeld, Strahlung und Materie sind nichtlinear, nichtlokal, dynamisch und kleinskalig (turbulent): Sonne als Labor.

5 Sonne: 1400 Mm, km, 0.5 Grad, 30 ’, 1800 ’’ Animation: NAOJ, Auflösung: 0,25 ’’ = 200 km

6 Querschnitt der Sonne

7 Das Strahlungsspektrum der Sonne
400 nm 700 nm Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca K. Sonne scheint in allen Farben -> Regenbogen! Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.

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

9 (Fraunhofersche-) Absorptionslinien

10 Magnetfeldmessung: Der Zeeman-Effekt
B > 0 B = 0  

11 Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe
HMI/SDO, NASA: 4k x 4k CCD Fe I nm (g=3) 5 * 4 Bilder /min HMI + AIA: 2 TB/Tag

12 Die Entfernung der Sonne von der Erde
Blende der Lochkamera Messung mit Lochkamera

13 Die magnetische Sonne Magnetische Regionen = Aktive Regionen
Bipolare Regionen B pos: gelb-rot B neg: grün-blau

14 Warum sind Sonnenflecken dunkel?
Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld. Photosphäre: Konvektion transportiert Energie. Sonnenfleck: Magnetfelder unterdrücken Konvektion. Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.

15 Gleichungssystem: Magnetohydrodynamik
Maxwell: Kontinuität: Bewegung: Ohmsches Gesetz: Energie:

16 Magnetische Spannung (Krümmung): Magnetische Feldlinien haben das Bestreben sich zu verkürzen. Es wirkt eine Rückstellkraft proportional zur Krümmung und dem Quadrat von B. Feldlinie schwingt wie eine Saite (Alfven-Welle). Magnetischer Druck: Magnetisiertes Plasma drückt in Richtung abnehmenden Magnetfelds. Eine magnetische Flussröhre in unmagnetisierter Umgebung muss kleineren Gasdruck haben, wenn sie sich im Druckgleichgewicht und thermischem Gleichgewicht befindet.

17 Magnetfeldverstärkung
Heißes Gas - freie Elektronen - Plasma: Elektrischer Strom fließt widerstandsfrei. "Wo ein Strom fließt, ist auch ein Magnetfeld." Prinzip: Kreisströme, erzeugen gemeinsam eine Magnetfeldlinie. Kreisströme entfernen sich voneinander wegen Scherströmung. Magnetfeldlinie wird in die Länge gezogen. Magnetfeldverstärkung durch Aufwicklung.

18 Lorentz-Kraft, "magnetischer Druck" und Auftrieb
Lorentz-Kraft: (a) Magnetfeldlinienhaben wirken ihrer Krümmung entgegen. Krümmungkraft (b) Es wirkt eine Kraft in Richtung des abnehmenden Magnetfeldes. Abstoßung zwischen magnetischen Feldlinien: magnetischer Druck aus (b) folgt: Kleinerer Gasdruck innerhalb als außerhalb. Geringere Dichte innerhalb als außerhalb. Auftrieb! Magnetfeldlinie kein schlafes Seil sondern gespanntes Gummiband.

19 Die differenzielle Rotation: Drehimpuls-Umverteilung durch Konvektion
Äquator rotiert schneller als Pol. Am Äquator rotiert die Oberfläche schneller als das Innere.

20 Verwicklung der Magnetfeldlinien

21 Wie entstehen Sonnenflecken?
Bipolare Regionen Aktive Regionen.

22 Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand

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

24 Sonnenfleckenanzahl im monatlichen Mittel

25 Von der Photosphäre in die Korona

26 Magnetfelder in der Korona: Bögen
(TRACE)

27 Magnetische Rekonnektion

28 Koronale Massen-auswürfe Halloween 2003, Lasco C3 (SOHO)

29 Sonnenwind und Erdmagnetosphäre: Weltraumwetter (space weather)

30 Weltraumwetter

31 Polarlichter Yuichi Takasaka, 2009

32 Polarlichter

33 Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichter
Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit. Rolf Schlichenmaier Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg