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Die Chromosphäre der Sonne: eine heiße Angelegenheit eine heiße Angelegenheit eine heiße Angelegenheit Wolfgang Schmidt 11. Oktober 2008.

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1 Die Chromosphäre der Sonne: eine heiße Angelegenheit eine heiße Angelegenheit eine heiße Angelegenheit Wolfgang Schmidt 11. Oktober 2008

2 Übersicht Was ist eigentlich die Chromosphäre? Was macht die Chromosphäre interessant? Wie kann man sie beobachten? Was sind die aktuellen Forschungsthemen?

3 Chromosphäre während einer Sonnenfinsternis

4 Aufbau der Sonne 4

5 Dicke der Chromosphäre Der Merkur hat einen Winkeldurchmesser von 12 Bogensekunden. Auf der Sonne sind das 8700 km.

6 Merkur als Maßstab

7 Was macht die Chromosphäre interessant? Temperatur steigt in der Chromosphäre von 4500 bis über Grad an (weiter außen bis 2 Mio Grad) Mit kleinen Teleskopen ist die Photosphäre glatt und langweilig, die chromosphärische Aktivität dagegen lässt sich gut beobachten ->> Sonnenforschung in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts Die heißesten Gebiete leuchten im UV und lassen sich nur vom Weltraum aus beobachten SOHO, TRACE, YOHKOH, HINODE

8 Wie die Chromosphäre sichtbar wird Für normales Licht ist sie durchsichtig, d.h. sie ist mit bloßem Auge (auch durch ein Teleskop) nicht zu sehen Ausnahme: totale Sonnenfinsternis Man braucht spezielle schmalbandige Filter, die vorwiegend Licht, das in der Chromosphäre erzeugt wird, durchlassen. Gut geeignet sind (für erdgebundene) Beobachtungen Die rote Wasserstofflinie H-Alpha Die blauen Linien von ionisiertem Calzium Die gelben Natrium-Linien

9 Chromosphärische Spektrallinien Wasserstoff 656 nm (H-alpha) Wasserstoff 656 nm (H-alpha) Natrium 589 nm (Na-D) Natrium 589 nm (Na-D) Calzium 393 und 397 nm (Ca II H und K) Calzium 393 und 397 nm (Ca II H und K)

10 Warum ist es so schwierig, die Chromosphäre zu beobachten? Intensität: 4 % Chromosphäre

11 Lyot Filter (1)

12 Lyot Filter (2) Transmissionskurve eines Lyot-Filters mit 6 Elementen

13 Lyot Filter (3)

14 Vergleich Photosphäre - Chromosphäre Photosphäre - Chromosphäre

15 Die Chromosphäre: Forschungsschwerpunkt am KIS in den 40er und 50er Jahren

16 Netzwerk & Plages

17 Spikulen und Filamente

18 Bilder von der aktiven äußeren Hülle der Sonne

19 Protuberanzen und Flares

20 Spikulen und Halme am Sonnenrand Die Chromosphäre der Sonne wird dominiert von kurzlebigen (10-60 s) feinen (~200 km) Halmen die ständig hin und her schwingen! Film: Hinode- Satellit, März 2007, 396 nm km

21 Bei näherem Hinsehen...

22 Magnetische Flusskonzentrationen Photosphäre Chromosphäre

23 Wieviel Energie steckt in der Chromosphäre? Sonnenoberfläche: W/m 2 Chromosphäre: W/m 2 (10 22 J/s) Korona: 100 W/m 2 aber: X25-Flare: 6x10 25 J Globaler Primärenergieverbrauch: 3x10 20 J/Jahr Einstrahlung der Sonne auf Erde: 3.8x10 24 J/Jahr Unsicherheit: kW/m 2

24 Das Standardmodell der Chromosphäre Avrett & Loeser, 2008

25 Spektroskopie der Chromosphäre

26 Dynamik der Chromosphäre: Power-Spektrum der Intensitätsfluktuationen Power-Spektrum der Intensitätsfluktuationen 30 s VTT, Tenerife, June 2007 Echelle spectrograph Ca H + Ca PCO CCDs Duration 3200 s pixel & slit: 0.3 x 0.5 arcs 2 Δ = 0.47 pm 550 x 900 px 7 scan steps Scan cadence: 8s

27 Dreidimensionale numerische Simulationen Wedemeyer et al., 2007

28 Fingerabdrücke von Spektrallinien Korrelationsmatrix der Kernregion der Ca-H- Linie. Die Korrelation ist 1 (gelb), wenn sich die Schichten, die zu den beiden miteinander korrelierten Wellenlängen gehören, simulatan aufhellen. In den beobachteten Spektren (lonks oben) sind die verschiedenen Schichten relativ stark miteinander korreliert. Die numerischen Rechnungen (rechts und unten) zeigen eine viel geringe Ausdehnung des korrelierten Bereichs Rammacher 2007

29 Heizung durch Wellen Der Vergleich von Magnetfeldmessungen und Helligkeit der Chromosphäre zeigt, dass (wahrscheinlich) ein Großteil der Aufheizung durch (akustische) Wellen erfolgt. ( R. Rezaei, R. Schlichenmaier, C. Beck & W. Schmidt, 2008 )

30 Lokales und nichtlokales thermodynamisches Gleichgewicht (LTE/NLTE) In der Photosphäre herrscht lokales thermodynamisches Gleichgewicht(LTE): dort ist die Dichte so groß, dass die Teilchen häufig zusammenstoßen und sich stets ein Zustand einstellt, bei dem die Verteilung der Atome auf die Energieniveaus (Anregungszustand) nur von der lokalen Temperatur abhängt. In der Chromosphäre sind aufgrund der niedrigen Dichte Stöße viel seltener; daher hängen die Besetzungszahlen der verschiedenen Energieniveaus an jeder Stelle von der eingestrahlten Energie aus der gesamten übrigen Atmosphäre ab. Man spricht daher von einem nicht-lokalen thermodynamischen Gleichgewicht (NLTE).

31 Vergleich von aktiver und ruhiger Chromosphäre

32 Zusammenfassung Die Chromosphäre zeigt faszinierende und teilweise spektakulare Phänomene, die meisten sind allerdings nur mit spezieller Ausrüstung sichtbar Die Chromosphäre sorgt dafür, dass die Sonne kein langweiliger Stern ist Die Strahlung aus der Chromosphäre ist nur ein sehr kleiner Bruchteil der Strahlungsleistung der Sonne Die Chromosphäre ist heißer als die darunter liegende Photosphäre: Die hierfür benötigte Energiezufuhr aus den unteren Schichten der Sonnenatmosphäre ist Gegenstand aktueller Forschung: Schallwellen und Magnetfeld spielen dabei eine Rolle Die UV-Strahlung variiert im Aktivitätszyklus der Sonne um bis zu 10 % (100 mal stärker als die Gesamthelligkeit). Dies könnte Auswirkungen auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre haben.

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