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Die Korona der Sonne und ein Blick zu den Sternen Hardi Peter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos.

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1 Die Korona der Sonne und ein Blick zu den Sternen Hardi Peter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg Sonnenfinsternis, , Wendy Carlos und John Kern Sonnenfinsternisse: Zeichnung und Photographie Spektroskopie: Die Korona ist heiß! Warum? Zur Physik der Korona Ein Blick zu den Sternen Beispiele aktueller Forschung

2 There is more to the solar corona than physics and mathematics. Jeff Linsky Warum Korona ? astrophysikalisch interessant Koronaheizung ist eine der 10 wichtigsten Fragen der Astronomie! Solar-terrestrische Beziehungen: stärkste Variabilität im UV: alles <150 nm aus Korona! koronare Massenauswürfe (CME) : - Satellitenstörungen - Sicherheit von Astronauten und Flugpassagieren geomagnetische Störungen - GPS - Funk und Radio - Stromleitungen - Ölpipelines andere astrophysikalische Objekte Akkretionsscheiben junger Sterne: Stern- & Planetenentstehung …

3 Die totalen Sonnenfinsternisse, einst Gegenstand des Schreckens für die unwissende abergläubige Menge, sind nun für die Wissenschaft eine reiche Quelle der Belehrung und der kostbarsten Resultate bezüglich der physikalischen Constitution der Sonnenatmosphäre geworden. Wenn das Tagesgestirn aufhört, unsere Atmosphäre zu erleuchten, zeigt sich dem Beobachter in der Umgebung der Sonne eine Reihe von ebenso interessanten als lehrreichen Erscheinungen, deren Erkenntnis vorzugsweise geeignet ist, über die Natur der Sonne Licht zu verbreiten. Angelo Secchi / Heinrich Schellen: Die Sonne, 1872

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5 Zeichnung vs. Photographie Aus: Secchi / Schellen: Die Sonne, 1872 Desierto, Spanien, 40 s Belichtung, Angelo Secchi Spanien, Zeichnung nach Finsternis, Warren de la Rue 18. Juli 1860

6 Sonnenfinsternis : Zeichnungen G. TempelF. A. Oom E.W. MurrayF.GaltonC. von Wallenberg von Feilitzsch Aus: C.A. Ranyard (1879), Mem. Roy. Astron. Soc. 41, 520, Kap. 44.

7 Strukturen der Korona: Minimum solarer Aktivität Sonnenfinsternis, 3. Nov. 1994, Putre, Chile, Aufnahme: High Altitude Observatory / NCAR Helmet Streamer Koronales Loch Protuberanzen Polar Plumes Diffuse Korona Ruhige Sonne

8 Das Magnetfeld strukturiert die Korona Sonnenfinsternis 30.Juni 1973, Aufnahme Serge Koutchmy Potentialfeld-Extrapolation: Altschuler at al. (1977) Solar Physics 51, Magnetfeldkarte der Photosphäre (Sonnenoberfläche) Zeeman-Effekt 2.Potentialfeldextrapolation (oder besser) 3.Vergleich mit Strukturen der Korona hairy ball

9 Der Aktivitätszyklus der Sonne Die Sonne im Weißlicht MinimumMaximum Big Bear Solar Observatory Sonnenfleckenzahl (seit 1843) magnetische Polarität (seit 1908) magnetische Aktivität 11 jähriger Zyklus der Sonne: zugrunde liegender Mechanismus: Dynamo zur Magnetfelderzeugung Sonnenflecken-Relativzahl monatlich geglättet

10 Die Korona: Maximum vs. Minimum , Philippinen Finsternisaufnahmen: , Indien High Altitude Observatory - NCAR Minimum einfache Dipolstruktur wenige Aktive Gebiete (Sonnenflecken) ausgeprägte koronale Löcher Helmet Steamer nur am Äquator Maximum komplexe magnetische Struktur viele Aktive Gebiete praktisch keine koronalen Löcher Aktivität drängt zu hohen Breiten

11 Die Röntgen-Korona im solaren Zyklus 1995 Minimum 1991 Maximum 1993 Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), Röntgen-Emission bei 1 nm, 2· 10 6 K 100 x heller !

12 H (656.3 nm) Ca II H (396.9 nm) Die Sonne ist (fast) ein Schwarzer Strahler bei einer Temperatur von 5777 K. Absorption von Licht in darüberliegenden Schichten (obere Photosphäre, Chromosphäre). Die Absorptionslinien sind charakteristisch für die in der Atmosphäre vorhandenen Elemente (entdeckt von Wollaston, 1802; benannt nach Fraunhofer). Das Spektrum der Sonne Original-Spektrum von Fraunhofer (1814) Na I D1 (589.6 nm) Na I D2 (589.0 nm) Profile der Spektrallininen geben Aufschluß über die P h y s i k eines Sterns

13 Was sieht man bei einer Sonnenfinsternis? Linien-Korona - einzelne Emissionslinen z.B.: grüne Koronaline - Emission von Atomen / Ionen: neue Elemente? Helium, Coronium Fraunhofer-Korona - Absorptionslinien sichtbar - unpolarisiert: Streuung an Staub (Zodiakallicht) Kontinuums-Korona - keine Absorptionslinien - polarisiert: Streuung an freien Elektronen K-Korona F-Korona L-Korona Sonnen- scheibe Abstand von Scheibenmitte in Sonnenradien Intensität relativ zur Scheibenmitte 15 klarer blauer Himmel normaler Himmel Sonnenfinsternis

14 Die Korona ist heiß ! Skalenhöhe der Intensität: 0.1 R (um 1900) K-Korona: Streuung an freien Elektronen: Thermische Geschwindigkeit der Elektronen: schmalste spektrale Strukturen: 6 nm (Waldmeier 1941) grüne Linie: Fe XIV (530 nm) gelbe Linie: Ca XV (569 nm) rote Linie: Fe X (637 nm) diese Ionen existieren nur bei > 10 6 K Emissionslinien hoch ionisierter Atome: (Edlén & Grotian ) L-Korona: Linienbreite der Emissionslinien: (Waldmeier 1941) rote Line:

15 Eine statische Korona: Temperatur geheizter Aluminiumstab T Höhe r Heizung an der Basis der Korona mit Leistung typisch: f 0 = 100 W/m 2 Gleichgewicht von Heizung und Wärmeleitung: Wärmeleitfähigkeit: Randbedingung: Integration: Im Innenraum:

16 Die Korona: ein Thermostat 1. Thermische Leitfähigkeit: mehr Heizung: T- Anstieg effektivere Wärmeleitung nur kleiner T -Anstieg ähnlich für weniger Heizung… 2. Sonnenwind magnetisch offene Gebiete: 90% der Energie für Beschleunigung mehr Heizung noch mehr Verluste durch Beschleunigung weniger Energie fur Heizung der Korona f 0 [ W/m 2 ] T C [10 6 K] wie Sonne Änderung der Heizrate f 0 um viele Größenordnungen ergibt eine nur kleine Änderung der Temperatur der Korona aus Leer (1998)

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23 SOHO bei der Montage vor dem Start Solar and Heliospheric Observatory / SUMER EUV-Spektrograph SUMER Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation räumliche Auflösung: 2 (1500 km) spektrale Auflösung: / (2 km/s) Wellenlängenbereich: 50 – 155 nm Temperaturbereich auf der Sonne: 10 4 – 10 6 K Dynamik und Struktur der Übergangsregion von der Chromosphäre zur Korona Gemeinsames Projekt von ESA und NASA

24 Die Korona bei 10 6 K Emissionslinie(n) Fe XII (19.5 nm) 1.5·10 6 K 15.–20. August 1996 Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ESA / NASA

25 Magnetische Bögen in der Korona Emissionslinie(n) Fe IX / X (17.1 nm) 10 6 K 9. November 2000 ACHTUNG: Licht Magnetfeld Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA

26 Die Korona ist dynamisch ! Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA Emissionslinie(n) Fe IX / X (17.1 nm) 10 6 K 18. November :00–19:00 UT

27 Doppler shifts in the transition region Doppler shift [ km/s ] Peter (1999) ApJ 516, 490 SUMER 10 5 K K quiet Sun Doppler shifts (along equator) low temperatures: T < K: redshifts high temperatures: T > K: blueshifts Doppler-shifts: flows ??? (sound-) waves ??? coronal holes coronal temperatures: T > K: blueshifts coronal hole outflows Hardi Peter KIS cos variation and above limb v D = 0 allowed new determination of Ne VIII rest wavelength!! = ± Å latest laboratory measurements: = ± Å off by 8 km/s!! (Bockasten, Hallin & Hughes 1963)

28 TR Doppler shift as a function of temperature Peter & Judge (1999) ApJ 522, 1148 SUMER mean quiet Sun Doppler shifts at disk center Hardi Peter KIS basically shows quiet Sun network line shifts similar for active region line shifts (Teriaca et al. 1999, A&A 349, 636)

29 Understanding line shifts I : single structure Doppler shift as a function of temperature every loop has a corona: waves Doppler shifts ? flows ? line formation temperature log ( T [K]) line formation temperature T [K] (blue) Doppler shift [km/s] (red) Hardi Peter KIS 4·10 5 K 10 5 K 10 6 K 10 4 K photosphere corona asymmetric heating: flows asymmetric heating shock higher density more or less like that, i.e. involving flows: e.g. Antiochos (1984) ApJ 280, 416 Mariska (1988) ApJ 334, 489 Klimchuk & Mariska (1988) ApJ 328, 334 McClymont & Craig (1987) ApJ 312, 402 nanoflares magnetic reconnection footpoint motions magnetic field 4·10 5 K 10 5 K 10 6 K 10 4 K photosphere corona sound waves nanoflares in coronal loops Hansteen (1993) ApJ 402, 741 Peter & Judge (1999) ApJ 522, 1148 Teriaca et. al. (1999) A&A 349, 636

30 Understanding line shifts II : multiple structures Dowdy et al. (1986) Solar Phys., 105, 35 do we have to deal with a lot of single T structures of different temperatures? models for line shifts in isothermal loops ? line formation temperature log ( T [K]) line formation temperature T [K] (blue) Doppler shift [km/s] (red) 3D models to understand structure!!

31 Doppler shift [ km/s ] K Outflow from a coronal hole SUMER raster scan of the full disk Peter (1999) ApJL 522, L77 center to limb variation of Doppler shift in a coronal hole: consistent with an outflow of 12 km/s SUMER Hardi Peter KIS Peter (1999) ApJ 516, 490 first observed in the coronal line Mg X 625 Å (Rottman et al. 1981, ApJ 247, L135)

32 Flares und koronale Massenauswürfe SOHO / EIT Fe XII (19.5 nm) 1.5·10 6 K Aktive Region mit Flare (Strahlungsausbruch) Koronaler Massenauswurf (CME) v CME 1000 km/s SOHO / Lasco C2: 1.5 – 3 R SOHO / Lasco C3 : 3 – 32 R

33 Ein großer CME SOHO / Lasco C (mit Mars und Saturn...) zum Vergleich: Zeichnung von G. Tempel bei einer Sonnenfinsternis

34 Wenn ein CME die Erde trifft... Aurora beobachtet in Essen, 7. April 2000 um 01:00

35 Was sieht man von einer stellaren Korona ? Photosphäre: Doppler-(Zeeman)-Imaging: Strukturen auf Sternoberfläche Korona: Emission meist von wenigen Aktiven Regionen oder von Flares dominiert: Punktlichtquellen in der Korona XY Ursa Major (A. Collier Cameron) Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), 1 nm, 2· 10 6 K Sonne

36 UV Cet (Benz et al. 1998) Beobachtungen im Radiobereich 1mas Winkelauflösung eines Teleskops: bei Very Long Baseline Interferometry: D = Erddurchmesser = 10 cm Auflösung bis zu 1/1000 Bogensekunde (=mas) Radio-Korona: Radioemission durch um Magnetfeld kreisende Elektronen (wo kommen diese schnellen Elektronen eigentlich her … ?) Zwerg- stern

37 Mapping stellar X-ray structure: A total stellar eclipse of the young Sun (G5V) Coronae Borealis 8 hrs (Güdel et al. 2003)

38 inaktiver Stern (Sonne) aktiver Stern

39 Ein Stern in 3D AB Doradus kühler aktiver Stern (K2V) T eff 4000K halb so hell wie die Sonne ( 0.4 L ) schneller Rotator (50 ) 49 Lichtjahre entfernt Beobachtung: 7.– Oberflächenstrukuren von Helligkeit und Magnetfeld mit Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI) Potentialfeldextrapolation (Quellfläche bei 5 R ) Druck an koronaler Basis: p B 2 auf offenen Feldlinien: p=0 Emissivität n e 2 Collier Cameron, Jardine, Wood, Donati (2000)

40 Aktuelle Forschung: Loop-Dynamik Hardi Peter KIS Bilanz für Flüsse von - Masse ( ) - Impuls ( v ) - Energie ( T ) T,, v als Funktion von Ort x und Zeit t Berechne (simultan) Emission in verschiedenen Spektrallininen... Müller, Peter & Hansteen (2003)

41 3D Korona Modell Hardi Peter KIS 3D MHD model for the corona: 50 x 50 x 30 Mm Box (100 3 ) full energy equation (heat conduction, rad. losses) starting with down-scaled MDI magnetogram braiding of magnetic fields due to photospheric motions (Galsgaard, Nordlund 1995; JGR 101, 13445) heating: DC current dissipation (Parker 1972; ApJ 174, 499) heating rate J 2 ~ exp(- z/H ) coronal temperatures of > 10 6 K good match to TRACE images horizontal x [ Mm] horizontal y [ Mm] MDI magnetogram vertical z [ Mm] synthetic TRACE 171 Å emission measure vertical z [ Mm] current log 10 J 2 mean B 2 mean J 2 histogram of currents Gudiksen & Nordlund (2002) ApJ 572, L113

42 Aktuelle Forschung: first spectra from 3D models Hardi Peter KIS calculate spectra at each grid point (ionisation eq.) integrate along line-of-sight maps in intensity, shifts Peter, Gudiksen & Nordlund (2003) chromospheric structure yet not well reproduced TR / corona look disconnected tool to study morphology!

43 Doppler shifts: quiet Sun vs. 3D model Hardi Peter KIS observed Doppler shifts: To be done: similarly for Emission measure distribution of shifts non-thermal width etc… Peter, Gudiksen & Nordlund (2003) average Doppler shift from synthesized spectra: - good qualitative agreement - best over-all match of models so far - no fine-tuning needed! blue Doppler shift [km/s] red line formation temperature log ( T [K] ) Si II C II C III C IV Si IV O IV O V O VI Ne VIII Mg X

44 Zusammenfassung Die Korona der Sonne ist heiß 10 6 K sind natürlich. Die Korona ist hoch strukturiert und dynamisch. Die Strukturen sind magnetisch dominiert. Aus magnetisch offenen Gebieten fließt der Sonnenwind ab. Magnetisch geschlossene Gebiete können sich öffnen, wodurch viel Material ausgeworfen werden kann (Koronale Massenauswürfe; CME). Starker Einfluß der CMEs auf unsere Zivilisation. Physikalische Prozesse der Koronaheizung sind nach wie vor unklar. gute Kandidaten: - flux braiding (Flechten) und Stromdissipation - Alfvén-Wellen nahe der Gyrofrequenz (Ion-Zyklotron-Wellen)


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