Lehrerfortbildung im Sonnenobservatorium auf dem Schauinsland Helioseismologie: Einblicke ins Innere der Sonne Markus Roth, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 7.10.2004

Geschichte der Helioseismologie Die Sonne ein Stern Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Die Sonne ist ein gewöhnlicher Stern: Masse: 2£ 1030 kg Durchmesser: 1,5 Mio km Entfernung: 150 Mio km Oberflächentemperatur: 5700 K

Theoretische Kenntnisse über das Sonneninnere Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Wie ist die Sonne aufgebaut? Theorie des Inneren Aufbaus der Sterne basiert auf den Grundgesetzen der Physik: Energieerhaltungssatz, Massenerhaltung, Impulserhaltung Druck und Gravitation halten sich die Waage ! die Sonne ist stabil Aus physikalischen Gesetzen kann ein Modell der Sonne erstellt werden. Gibt es Möglichkeiten in die Sonne „hineinzusehen“?

Leightons Messungen der Sonnenoszillationen Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Messungen der Bewegungen der Sonnenoberfläche Dopplereffekt Ziel: Lebensdauer von Granulen stattdessen: Sonne schwingt im 5 Minuten Rhythmus Granulation Robert Leighton 10.9.1919 - 9.3.1997 Woher kommen diese Schwingungen? Astrophys. J. 1962

Theoretische Erklärung Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Roger Ulrich John Leibacher & Robert Stein ! Die Sonne schwingt wie ein Musikinstrument

Theoretische Erklärung Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick ! Die Sonne schwingt wie ein Musikinstrument Kleine Auslenkungen aus dem Gleichgewichtszustand der Sonne führen zu Oszillationen. kleinen Auslenkungen = Schallwellen Anregung: Granulation Die Überlagerung der Schallwellen führt zur Verstärkung oder zur Auslöschung. ! nur diskrete Kombinationen von Frequenz und Wellenlänge sind vorhanden

Geschichte der Helioseismologie Eigenschwingungen Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Einzelner Schwingungsmodus Überlagerung vieler Schwingungsmodi

Experimenteller Nachweis Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Franz-Ludwig Deubner, 1974

Seismologie der Sonne Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Unterschiedliche Wellen laufen durch unterschiedliche Bereich in der Sonne ! Information aus verschiedenen Tiefen Voraussetzungen: Genaue Messung der Frequenzen ! lange u. ununterbrochene Messungen Seismologie der Sonne damit möglich „Helioseismologie“

Geschichte der Helioseismologie Instrumente Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick SoHO (Solar Heliospheric Observatory) GONG (Global Oscillation Network Group) Sonnenobservatorium im Weltraum seit 1996 ununterbrochene Sonnenbeobachtung möglich befindet sich an einem Lagrange-Punkt (Gleichgewicht der Anziehung von Erde u. Sonne) Netzwerk aus sechs kleinen Sonnenteleskopen seit 1995 Ständige Sonnenbeobachtung möglich (keine nächtliche Unterbrechung) Stationen sind vollständig automatisiert.

Vom Sonnenbild zu den Daten Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Rotation Supergranulation Oszillationen

Innerer Aufbau der Sonne Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Schallgeschwindigkeit Dichte  [g/cm3] c2 [m2/s2]

Zentraltemperatur der Sonne Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Die Zentraltemperatur der Sonne beträgt: 15,7 £ 106 K Unsicherheit: 2% ! Neutrinoproblem

Neutrinoproblem der Sonne Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Kernfusionsprozesse im Sonneninnern sind temperaturabhängig. Freiwerdende Neutrinos (e) können auf der Erde nachgewiesen werden. Aber: Es werden weniger Neutrinos nach-gewiesen als die Theorie des inneren Aufbaus der Sonne vorhersagt (1/3 – 1/2 ). Standard Modell: Neutrinos sind masselos. Hätten Neutrinos eine Masse, könnten sie vom einen in den anderen Typ wechseln. Andere Typen waren bisher nicht nachweisbar. Measurements of the neutrinos vs. solar's interior models Standard model Neutrino is massless; fixed ratio between the number of neutrinos and the number of photons in the cosmic microwave Background Observation Only detected 1/3 and 1/2 of predicted number; neutrino oscillations Resolutions Neutrinos with mass change type; Detection of multiple neutrino types

Geschichte der Helioseismologie Neutrinodetektion Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Sonnenaufnahme des Super-Kamiokande-Detektors im „Neutrino-Licht“ Belichtungsdauer: 504 Tage 1 Pixel entspricht 1 Winkelgrad am Himmel Hat das Neutrino eine Masse? Beispiel für einen Detektor Superkamiokande in Kamioka, Japan: 50000 t Wasser Prinzip: Wasser-Czerenkov-Detektor Neutrino trifft auf ein Elektron Beschleunigung auf Überlichtgeschwindigkeit Lichtblitz (Czerenkov-Strahlung) Detektion mit Photomultipliern JA

Differentielle Rotation Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Sonne rotiert differentiell: Äquator rotiert schneller als die Polregionen Bestimmung des Verlaufs der Rotation im Sonneninneren mittels Helioseismologie langjähriges Mittel der differentiellen Rotation in der Sonne

Zonale Strömung Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Differenz zwischen monatlicher Messung und langjährigem Mittel Erscheinungsorte der Sonnenflecken Nicht nur das Magnetfeld variiert mit einem 11 Jahres-Rhythmus, auch die innere Dynamik der Sonne ist variabel.

Variationen am Boden der Konvektionszone Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Variationen am Boden der Konvektionszone: Periode 1,3 Jahre Ist das Teil der Funktionsweise des Sonnendynamos?

Der Herzschlag der Sonne Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick

Time-Distance Helioseismology Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Ausnutzen von der Beziehung zwischen Laufzeiten und Laufstrecken: Hindernisse auf dem Weg einer Welle führen zu Verzögerungen am Beobachtungsort. Damit ist das Aufspüren von Hindernissen = Schwankungen in der Schallgeschwindigkeit möglich Δ

Tiefenstruktur eines Sonnenflecks Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick

Abbildung der Sonnenrückseite Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Wellen von der Rückseite erreichen Sonnenvorderseite Umgekehrt: Wellen von der Vorderseite erreichen Punkt auf der Rückseite Differenz von ein- u. auslaufenden Amplituden und die Zeitverzögerung zw. den Wellen ergibt holographisches Abbild der Sonnenrückseite

Abbildung der Sonnenrückseite Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Verfolgung eines aktiven Gebietes während eines Umlaufs. Auf der Rückseite: starker Massenausbruch, hohe Strahlungsdosis Sinn und Zweck: Vorhersage des Auftretens aktiver Gebiete. Warnung für bemannte Raumfahrt und Satelliten.

Geschichte der Helioseismologie Ausblick Einführung Geschichte der Helioseismologie Helioseismologie Ergebnisse Ausblick Helioseismische Untersuchung der Sonne bis in die kleinsten Details Wie ensteht die Sonnenaktivität? Wie funktioniert der Sonnendynamo? Weltraumwetter-Vorhersage Seismologie auf Sternen ! Asteroseismologie

Weitere Informationen http://www.kis.uni-freiburg.de/~mroth Institut for Fysik og Astronomi, Aarhus, http://bigcat.phys.au.dk/helio_outreach/english/engHA0.html Solar Oscillation Investigation Group, University of Stanford, http://soi.stanford.edu National Solar Observatory, GONG-Group, Tucson, http://gong.nso.edu