und ein Blick zu den Sternen Die Korona der Sonne — und ein Blick zu den Sternen Hardi Peter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg Sonnenfinsternisse: Zeichnung und Photographie Spektroskopie: Die Korona ist heiß! Warum? Zur Physik der Korona Ein Blick zu den Sternen Beispiele aktueller Forschung Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos und John Kern

astrophysikalisch interessant Koronaheizung ist eine der 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 … “There is more to the solar corona than physics and mathematics.” Jeff Linsky

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

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

Sonnenfinsternis 18.7.1860: Zeichnungen G. Tempel F. A. Oom von Feilitzsch E.W. Murray F.Galton C. von Wallenberg Aus: C.A. Ranyard (1879), Mem. Roy. Astron. Soc. 41, 520, Kap. 44.

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

Das Magnetfeld strukturiert die Korona Magnetfeldkarte der Photosphäre („Sonnenoberfläche“) g Zeeman-Effekt Potentialfeldextrapolation (oder besser) Vergleich mit Strukturen der Korona  “hairy ball” Sonnenfinsternis 30.Juni 1973, Aufnahme Serge Koutchmy Potentialfeld-Extrapolation: Altschuler at al. (1977) Solar Physics 51, 345

Der Aktivitätszyklus der Sonne Minimum Die Sonne im Weißlicht Maximum Big Bear Solar Observatory 29.5.1996 28.3.2001 Sonnenfleckenzahl (seit 1843) magnetische Polarität (seit 1908) magnetische Aktivität 11 jähriger Zyklus der Sonne: zugrunde liegender Mechanismus: a Dynamo zur Magnetfelderzeugung Sonnenflecken-Relativzahl monatlich geglättet

Die Korona: Maximum vs. 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 18. 3. 1988, Philippinen Finsternisaufnahmen: 16. 2. 1980, Indien High Altitude Observatory - NCAR

Die Röntgen-Korona im solaren Zyklus 1993 1995 Minimum 100 x heller ! 1991 Maximum Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), Röntgen-Emission bei 1 nm, 2· 106 K

Das Spektrum der Sonne 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). Original-Spektrum von Fraunhofer (1814) l Na I D1 (589.6 nm) Na I D2 (589.0 nm) Ha (656.3 nm) Ca II H (396.9 nm) Profile der Spektrallininen geben Aufschluß über die P h y s i k eines Sterns

Was sieht man bei einer Sonnenfinsternis? scheibe Kontinuums-Korona - keine Absorptionslinien - polarisiert: Streuung an freien Elektronen 1 Fraunhofer-Korona - Absorptionslinien sichtbar - unpolarisiert: Streuung an Staub (Zodiakallicht) Intensität relativ zur Scheibenmitte „normaler” Himmel klarer blauer Himmel 10-6 K-Korona Linien-Korona - einzelne Emissionslinen z.B.: „grüne Koronaline“ - Emission von Atomen / Ionen: neue Elemente? Helium, Coronium 10-8 F-Korona Sonnenfinsternis L-Korona 1 5 Abstand von Scheibenmitte in Sonnenradien

Die Korona ist heiß ! Skalenhöhe der Intensität: 0.1 R8 (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) g diese Ionen existieren nur bei > 106 K Emissionslinien hoch ionisierter Atome: (Edlén & Grotian 1939-41) L-Korona: Linienbreite der Emissionslinien: (Waldmeier 1941) rote Line:

Eine statische Korona: Temperatur Heizung an der “Basis” der Korona mit Leistung T typisch: f0 = 100 W/m2 Höhe r Im Innenraum: Gleichgewicht von Heizung und Wärmeleitung: “geheizter Aluminiumstab” Wärmeleitfähigkeit: Randbedingung: Integration:

Die Korona: ein Thermostat 1. Thermische Leitfähigkeit: mehr Heizung: g T-Anstieg g effektivere Wärmeleitung g nur kleiner T-Anstieg ähnlich für weniger Heizung… 2. Sonnenwind magnetisch offene Gebiete: 90% der Energie für Beschleunigung mehr Heizung g noch mehr Verluste durch Beschleunigung g weniger Energie fur Heizung der Korona f0 [ W/m2 ] TC [106 K] 17600 5.0 150 1.0 f wie Sonne 0.29 0.5 Änderung der Heizrate f0 um viele Größenordnungen ergibt eine nur kleine Änderung der Temperatur der Korona aus Leer (1998)

Solar and Heliospheric Observatory / SUMER SOHO bei der Montage vor dem Start Gemeinsames Projekt von ESA und NASA EUV-Spektrograph SUMER Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation räumliche Auflösung: 2” (1500 km) spektrale Auflösung: /  30 000 (2 km/s) Wellenlängenbereich: 50 – 155 nm Temperaturbereich auf der Sonne: 104 – 106 K Dynamik und Struktur der Übergangsregion von der Chromosphäre zur Korona

Die Korona bei 106 K Emissionslinie(n) Fe XII (19.5 nm)  1.5·106 K 15.–20. August 1996 Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ESA / NASA

Magnetische Bögen in der Korona Emissionslinie(n) Fe IX / X (17.1 nm)  106 K 9. November 2000 ACHTUNG: Licht  Magnetfeld Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA

Die Korona ist dynamisch ! Emissionslinie(n) Fe IX / X (17.1 nm)  106 K 18. November 2001 17:00–19:00 UT Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA

Doppler shifts in the transition region Hardi Peter KIS 10 5 Doppler shift [ km/s ] Peter (1999) ApJ 516, 490 SUMER  105 K  6.5105 K cos J variation and above limb vD = 0 allowed new determination of Ne VIII rest wavelength!! l = 770.428 ± 0.007 Å latest laboratory measurements: l = 770.409 ± 0.005 Å off by 8 km/s!! (Bockasten, Hallin & Hughes 1963) quiet Sun Doppler shifts (along equator) low temperatures: T < 3105 K: redshifts high temperatures: T > 4105 K: blueshifts Doppler-shifts: flows ??? (sound-) waves ??? coronal holes “coronal” temperatures: T > 6105 K: blueshifts coronal hole outflows

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

Understanding line shifts I: single structure Hardi Peter KIS nanoflares magnetic reconnection footpoint motions magnetic field 4·105 K 105 K 106 K 104 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 4·105 K 105 K 106 K 104 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 Doppler shift as a function of temperature line formation temperature log (T [K]) line formation temperature T [K] (blue)  Doppler shift [km/s]  (red) “every loop has a corona”: waves  Doppler shifts ? flows ?

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? è 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!!

Outflow from a coronal hole Hardi Peter KIS 10 5 Doppler shift [ km/s ]  6.5105 K SUMER raster scan of the full disk SUMER Peter (1999) ApJ 516, 490 first observed in the coronal line Mg X 625 Å (Rottman et al. 1981, ApJ 247, L135) Peter (1999) ApJL 522, L77 center to limb variation of Doppler shift in a coronal hole: consistent with an outflow of 12 km/s

Flares und koronale Massenauswürfe SOHO / Lasco C2: 1.5 – 3 R Koronaler Massenauswurf (CME) vCME  1000 km/s Aktive Region mit Flare (Strahlungsausbruch) SOHO / Lasco C3 : 3 – 32 R SOHO / EIT Fe XII (19.5 nm)  1.5·106 K

Ein großer CME zum Vergleich: Zeichnung von G. Tempel bei einer SOHO / Lasco C3 20.4.1998 (mit Mars und Saturn...) zum Vergleich: Zeichnung von G. Tempel bei einer Sonnenfinsternis 18.7.1860

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

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) Sonne Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), 1 nm, 2· 106 K

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

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

aktiver Stern inaktiver Stern (Sonne)

Ein Stern in 3D  AB Doradus kühler aktiver Stern (K2V) Teff  4000K halb so hell wie die Sonne (0.4 L) schneller Rotator (50 )  49 Lichtjahre entfernt Beobachtung: 7.–12. 12. 1995  Oberflächenstrukuren von Helligkeit und Magnetfeld mit Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI)  Potentialfeldextrapolation (Quellfläche bei 5 R)  Druck an koronaler Basis: p  B2 auf offenen Feldlinien: p=0  Emissivität  ne2 Collier Cameron, Jardine, Wood, Donati (2000)

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

3D Korona Modell 3D MHD model for the corona: Hardi Peter KIS 3D MHD model for the corona: 50 x 50 x 30 Mm Box (1003) 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) â heating: DC current dissipation (Parker 1972; ApJ 174, 499) â heating rate J2 ~ exp(- z/H ) â coronal temperatures of > 106 K â good match to TRACE images Gudiksen & Nordlund (2002) ApJ 572, L113 vertical z [ Mm] current log10 J2 mean B2 mean J2 histogram of currents vertical z [ Mm] synthetic TRACE 171 Å emission measure horizontal x [ Mm] horizontal y [ Mm] MDI magnetogram

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

Doppler shifts: quiet Sun vs. 3D model Hardi Peter KIS observed Doppler shifts: 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 4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5 line formation temperature log ( T [K] ) 6 8 4 2 Si II C II C III C IV Si IV O IV O V O VI Ne VIII Mg X To be done: similarly for Emission measure distribution of shifts non-thermal width etc…

Zusammenfassung Die Korona der Sonne ist heiß ¾ 106 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)