Teilgebiet der Plasmaphysik

Präsentation zum Thema: "Teilgebiet der Plasmaphysik"—  Präsentation transkript:

1 Teilgebiet der Plasmaphysik
Magnetohydrodynamik R. Schlichenmaier und M. Stix Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Tel.: Teilgebiet der Plasmaphysik Dynamik eines ionisierten Gases. Die Gleichungen der Hydrodynamik werden um die Wirkung der Maxwell-Gleichungen erweitert. Insbesondere: Berücksichtigung der Lorentzkraft. 28. April 2003

2 MHD: Übersicht Magnetische Erscheinungen auf der Sonne
Magnetohydrodynamik: Grundlagen Induktion – Magnetokonvektion Magnetische Flussröhren Dynamotheorie 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 Vorbemerkung: Querschnitt der Sonne

4 Differentielle Rotation der Sonne

5 Kapitel 1: Magnetische Erscheinungen auf der Sonne
Notizen.

6 Sonnenzyklus

7 Sonnenfleckenrelativzahl
11-jähriger Zyklus. Magnetischer Zyklus: 22 Jahre! Die galaktische kosmische Strahlung erzeugt in der oberen Atmosphäre Elementarteilchen, welche am Erdboden nachgewiesen werden können. Der Kieler Neutronenmonitor misst diese Teilchen seit 1957 (schwarze Kurve); dies stellt weltweit eine der längsten Zeitreihen solcher Messungen dar. Die Intensität der kosmischen Strahlung ist mit der mittleren Anzahl von Sonnenflecken (rote Kurve) antikorrelliert, weil das Magnetfeld in der Heliosphäre die kosmische Strahlung in Zeiten hoher solarer Aktivität besser abschirmt. Die kleine zeitliche Verschiebung zwischen der Sonnenfleckenzahl und der Intensität der kosmischen Strahlung resultiert aus der Zeit, die der Sonnenwind braucht, um Veränderungen des Magnetfeldes über die Heliosphäre zu verbreiten (Institut für experimentelle und angewandte Physik, Universität Kiel).

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

9 The corona: maximum versus 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 , Philippines , India High Altitude Observatory - NCAR

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 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 Sonnenfleck: Modell

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 Sonnenspektrum

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

16 Magnetokonvektion

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

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

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

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

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

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

23 Sonnenwind Parkersche Spirale (Ballerina-Rock)

24 Polarlichter Grüne Linie: atomares O bei 557.7nm
Rote Linie: atomares O bei & nm Blaue Linie: ionisiertes N2 z.B. bei nm Literatur: Plasmaphysik im Sonnensystem, BI, 1991, HRSG.: K.-H. Glassmeier und M. Scholer

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