Die Sonnenkorona Gottfried Mann Astrophysikalisches Institut Potsdam, An der Sternwarte 16, D-14482 Potsdam, Germany e-mail: GMann@aip.de

Die Sonne ist ein aktiver Stern

Die Sonnenkorona im Verlauf des Fleckenzyklus

Die Korona der Sonne Dichte: 108 – 1010 cm-3 Plasmafrequenz: 90 – 900 MHz (3.3 m – 33 cm)  Radioemission Temperatur: 1 – 40 Mk 29 0.725 Å 0.4 keV 17 keV weiche harte Röntgenstrahlung

Beobachtung der Korona I SOHO – Solar Heliospheric Observatory

Beobachtung der Korona II Observatorium für solare Radioastronomie des Astrophysikalischen Instituts Potsdam

Die Korona im extremen UV-Licht I  heiße Korona überstrahlt Photosphäre im kurzwelligen Bereich (UV, Röntgen)  verschiedene Spektrallinien werden bei verschiedenen Temperaturen emittiert  Beobachtung bei verschiedenen Spektrallinien zeigt Plasmen bei verschiedener Temperatur und in verschiedenen Höhen HeII (80000 K) FeIX,X (1 MK) FeXII (1.5 MK) Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)

Die Sonne im extremen UV: Korona Koronale Löcher aktive Regionen Koronale Loops Streamer Aufnahme im extremen UV, Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)

Bipolare Sonnenfleckengruppen – Signaturen magnetischer Flussröhren

Sonneneruptionen Aktive Prozesse, die mit impulsiver Energiefreisetzung einhergehen.  Partikelbeschleunigung  Plasmaheizung  Materieauswürfe  Strahlungsausbrüche  Flares Strahlungsausbrüche  Koronale Massenauswürfe (CMEs) großskalige Materieauswürfe  Filamenteruptionen

Wellen auf der Sonne Wellen breiten sich über eine Hemisphäre der Sonne aus.

Solare Flares Flares:  Freisetzung großer Energien  Dauer: Sekunden bis Stunden  Leistung: 1022 W  erhöhte Emission elektromagnetischer Strahlung (vom Radio- über den visuellen bis hin zum  - Bereich)  lokale Heizung der Korona bis zu 40 MK (1 keV)  erhöhte Flüsse von energiereichen Elektronen ( 10 MeV), Protonen & Ionen Die Sonne ist ein Teilchenbeschleuniger.

Der Flare vom 28. Oktober 2003 I X 17.2 class flare Radioemission - Plasmaemission

Der Flare vom 28. Oktober 2003 II  erhöhte Röntgenemission – Heizung – Erzeugung energiereicher Elektronen  Radioemission – Korona 108 – 1010 cm-3  300 MHz – interplanetarer Raum 5 cm-3 bei 1 AE  20 kHz  Ankunft der Elektronen bei 1 AE – 27 keV (94.000 km/s) 11:50 UT – 181 keV (202.000 km/s) 11:25 UT  Geschwindigkeitsdispersion

Koronale Massenauswürfe I koronaler Massenauswurf eruptive Protuberanz

Magnetische Rekonnektion 16 Magnetische Rekonnektion

Koronale Massenauswürfe II

Der Sonnenwind

Die Sonne beeinflusst die Umgebung unserer Erde. 19 Die Sonne beeinflusst die Umgebung unserer Erde. • erhöhte elektromagnetische Strahlung Beeinflussung:  Ionosphäre  obere Atmosphäre  Störung von GPS • solare kosmische Strahlung (nach 10 – 60 Minuten)  Nordlichter  Störung elektronischer Bauelemente in Satelliten und Flugzeugen • Koronale Massenauswürfe (nach 20 – 100 Stunden)  magnetische Stürme  Störungen der Navigation  Ausfälle von Stromversorgungsnetzen  Auftreten von Überspannungsimpulsen

Polarlichter vom Space Shuttle aus gesehen

Eine Reise zur Sonne und zurück

Zusammenfassung  Die Sonne ist unser nächster Stern und ist damit der am besten (bzgl. räumlicher und zeitlicher Auflösung) beobachtbare Stern.  Von der Sonne kann man für andere Sterne lernen. ( solar-stellar connection)  Die Sonnenkorona ist ein einzigartiges Plasmalaboratorium, wie man es auf der Erde niemals finden wird.  Die Sonne ist ein gigantischer Teilchenbeschleuniger. Das Studium von Teilchenbeschleunigungsprozessen ist von generellem astrophysikalischen Interesse.

Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!