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28. April 20031 Magnetohydrodynamik Teilgebiet der Plasmaphysik Dynamik eines ionisierten Gases. Die Gleichungen der Hydrodynamik werden um die Wirkung.

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1 28. April Magnetohydrodynamik Teilgebiet der Plasmaphysik Dynamik eines ionisierten Gases. Die Gleichungen der Hydrodynamik werden um die Wirkung der Maxwell-Gleichungen erweitert. Insbesondere: Berücksichtigung der Lorentzkraft. R. Schlichenmaier und M. Stix Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Tel.:

2 2 MHD: Übersicht 1.Magnetische Erscheinungen auf der Sonne 2.Magnetohydrodynamik: Grundlagen 3.Induktion – Magnetokonvektion 4.Magnetische Flussröhren 5.Dynamotheorie 6.Sonnenwind: Magnetisches Bremsen Literatur: R. Kippenhahn, C. Möllenhoff: Elementare Plasmaphysik, BI, 1975 M. Stix: The Sun An Introduction, 2nd edition, Springer, 2002 N.A. Krall, A.W. Trivelpiece: Principles of Plasma Physics, McGraw-Hill, 1973 (D.R. Nicholson: Introduction to Plasma Theory, Wiley, 1983)

3 3 Vorbemerkung: Querschnitt der Sonne

4 4 Differentielle Rotation der Sonne

5 5 Kapitel 1: Magnetische Erscheinungen auf der Sonne

6 6 Sonnenzyklus

7 7 Sonnenfleckenrelativzahl Magnetischer Zyklus: 22 Jahre! 11-jähriger Zyklus.

8 8 Die Sonne im Röntgenlicht: Korona Ein Magnetogramm im sichtbaren Licht: Photosphäre Sonnenzyklus EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K Mai 1996 Dezember 2000

9 9 The corona: maximum versus minimum , Philippines , India High Altitude Observatory - NCAR Minimum simple dipolar structure few active regions (sunspots) prominent coronal holes helmet streamer only at equator Maximum complex magnetic structure many active regions almost no coronal holes helmet streamer at all latitudes

10 10 Sonnenflecken in der Photosphäre Umbra & Penumbra. Feinstruktur: Penumbral grains Umbral dots Evershed Strömung Lichtbrücken Granulation Granulum & Intergranulum Bright points Magnetische Knoten Normale und anomale Granulation

11 11 Wie entstehen Sonnenflecken? 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.

12 12 Sonnenfleck: Modell

13 13 Magnetfelder in der ruhigen Sonne Messung von Geschwindigkeiten und Magnetfelder: Doppler-Effekt Zeeman-Effekt Spektropolarimetrische Messung von Absorptionslinien: I(λ),Q(λ), U(λ), V(λ).

14 14 Sonnenspektrum

15 15 Der Zeeman-Effekt Literatur: Haken/Wolf, Atom- und Quantenphysik, Springer-Verlag

16 16 Magnetokonvektion

17 17 Die Chromosphäre: Spikulen, Mottles und Protuberanzen Emissionslinie von Hα (656.3 nm) bei ca Kelvin.

18 18 Protuberanz (engl: prominence) 19. Dezember 1973: He II 30,4 nm (Skylab)

19 19 SOHO: EIT 19.5 nm Hochionisierte Eisenlinien (Fe XII, 19,5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin. (1. April – 14. April 2003)

20 20 Flares in der Korona: Magnetische Rekonnektion Photosphärisches Magnetogramm. EIT (SOHO) Hochionisiertes Eisen in Emission (19.5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin.

21 21 Heiße Bögen in der Korona Vielfach ionisiertes Eisen (Fe IX & Fe X) in Emission (17,1 nm) bei ca. 1 Million K (TRACE). Die Bögen sind etwa km hoch. In die Korona extrapoliertes Magnetfeld, das in der Photosphäre gemessen wurde.

22 22 Korona: Koronale Massenauswürfe (engl.: coronal mass ejection, CME) LASCO auf SOHO Solar Maximum Mission Coronagraph C3 & C2 Ca. 6 Tage

23 23 Sonnenwind Parkersche Spirale (Ballerina-Rock)

24 24 Polarlichter Grüne Linie: atomares O bei 557.7nm Rote Linie: atomares O bei & nm Blaue Linie: ionisiertes N 2 z.B. bei nm Literatur: Plasmaphysik im Sonnensystem, BI, 1991, HRSG.: K.-H. Glassmeier und M. Scholer

25 25 Polarlicht-Oval Polarlicht-Oval (Aurora) am 15. Juli Aufgenommen mit dem Satelliten IMAGE im FUV.


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