Teilgebiet der Plasmaphysik Magnetohydrodynamik R. Schlichenmaier und M. Stix Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Tel.: 3198-212 Email: schliche@kis.uni-freiburg.de 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

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)

Vorbemerkung: Querschnitt der Sonne

Differentielle Rotation der Sonne

Kapitel 1: Magnetische Erscheinungen auf der Sonne Notizen.

Sonnen-fleck auf der Sonnen-scheibe

Sonnenzyklus

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

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 18. 3. 1988, Philippines 16. 2. 1980, India High Altitude Observatory - NCAR

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).

Solare Hellig-keits-variation

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

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.

Sonnenfleck: Modell

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

Sonnenspektrum

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

Magnetokonvektion

Die Chromosphäre: Spikulen, Mottles und Protuberanzen Emissionslinie von Hα (656.3 nm) bei ca. 10 000 Kelvin.

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

Flares in der Korona: Magnetische Rekonnektion EIT (SOHO) Hochionisiertes Eisen in Emission (19.5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin. 1. - 14. April 2003 Photosphärisches Magnetogramm.

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 70 000 km hoch.

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

Sonnenwind Parkersche Spirale (Ballerina-Rock)

Polarlichter Grüne Linie: atomares O bei 557.7nm Rote Linie: atomares O bei 630.0 & 636.4 nm Blaue Linie: ionisiertes N2 z.B. bei 470.0 nm Literatur: Plasmaphysik im Sonnensystem, BI, 1991, HRSG.: K.-H. Glassmeier und M. Scholer