Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichtern Rolf Schlichenmaier (schliche@kis.uni-freiburg.de) (1) Aufbau der Sonne (2) Sonnenflecken (3) Messung und MHD (4) Magnetfeldentstehung (5) Sonnenzyklus (6) Sonneneruptionen (7) Polarlichter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg

Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik 23. 4. 2010 Observatorium Schauinsland 1240 m, Schauinsland bei Freiburg: Gegründet 1943 Tests von Instrumenten Ausbildung von Studenten Öffentlichkeitsarbeit Teleskop mit Spektrograph: 45 cm Öffnung KIS, Schöneckstr. 6, Freiburg www.kis.uni.freiburg.de

Observatorium Teide (Izaña, Teneriffa) 23. 4. 2010 Pico del Teide Observatorium Teide (Izaña, Teneriffa) GREGOR, 1.5 m VTT, 70 cm Stabile Inversionsschicht

23. 4. 2010 Warum Sonnenphysik? Magnetfelder wesentlich bei Entwicklung von Planeten, Sternen und Galaxien. Sonne ist Energiequelle für die Erde. Magnetfelder verursachen eine Variabilität der Strahlung: Beschleunigung von Teilchen. Wechelwirkung zwischen Magnetfeld, Strahlung und Materie sind nichtlinear, nichtlokal, dynamisch und kleinskalig (turbulent): Sonne als Labor.

Sonne: 1400 Mm, 1400 000 km, 0.5 Grad, 30 ’, 1800 ’’ Animation: NAOJ, SOT@Hinode Auflösung: 0,25 ’’ = 200 km

Querschnitt der Sonne

Das Strahlungsspektrum der Sonne 400 nm 700 nm Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca. 5800 K. Sonne scheint in allen Farben -> Regenbogen! Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.

Photosphäre = Sonnenoberfläche Die Photosphäre Mehr als 99% des Lichtes von der Sonne stammt aus der Photosphäre Photosphäre = Sonnenoberfläche

(Fraunhofersche-) Absorptionslinien

Magnetfeldmessung: Der Zeeman-Effekt B > 0 B = 0  

Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe HMI/SDO, NASA: 4k x 4k CCD Fe I 617.3 nm (g=3) 5 * 4 Bilder /min HMI + AIA: 2 TB/Tag

Die Entfernung der Sonne von der Erde Blende der Lochkamera Messung mit Lochkamera http://www3.kis.uni-freiburg.de/~schliche/Lochkamera.html

Die magnetische Sonne Magnetische Regionen = Aktive Regionen Bipolare Regionen B pos: gelb-rot B neg: grün-blau

Warum sind Sonnenflecken dunkel? Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld. Photosphäre: Konvektion transportiert Energie. Sonnenfleck: Magnetfelder unterdrücken Konvektion. Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.

Gleichungssystem: Magnetohydrodynamik Maxwell: Kontinuität: Bewegung: Ohmsches Gesetz: Energie:

Magnetische Spannung (Krümmung): Magnetische Feldlinien haben das Bestreben sich zu verkürzen. Es wirkt eine Rückstellkraft proportional zur Krümmung und dem Quadrat von B. Feldlinie schwingt wie eine Saite (Alfven-Welle). Magnetischer Druck: Magnetisiertes Plasma drückt in Richtung abnehmenden Magnetfelds. Eine magnetische Flussröhre in unmagnetisierter Umgebung muss kleineren Gasdruck haben, wenn sie sich im Druckgleichgewicht und thermischem Gleichgewicht befindet.

Magnetfeldverstärkung Heißes Gas - freie Elektronen - Plasma: Elektrischer Strom fließt widerstandsfrei. "Wo ein Strom fließt, ist auch ein Magnetfeld." Prinzip: 2 Kreisströme, erzeugen gemeinsam eine Magnetfeldlinie. Kreisströme entfernen sich voneinander wegen Scherströmung. Magnetfeldlinie wird in die Länge gezogen. Magnetfeldverstärkung durch Aufwicklung.

Lorentz-Kraft, "magnetischer Druck" und Auftrieb Lorentz-Kraft: (a) Magnetfeldlinienhaben wirken ihrer Krümmung entgegen. Krümmungkraft (b) Es wirkt eine Kraft in Richtung des abnehmenden Magnetfeldes. Abstoßung zwischen magnetischen Feldlinien: magnetischer Druck aus (b) folgt: Kleinerer Gasdruck innerhalb als außerhalb. Geringere Dichte innerhalb als außerhalb. Auftrieb! Magnetfeldlinie kein schlafes Seil sondern gespanntes Gummiband.

Die differenzielle Rotation: Drehimpuls-Umverteilung durch Konvektion Äquator rotiert schneller als Pol. Am Äquator rotiert die Oberfläche schneller als das Innere.

Verwicklung der Magnetfeldlinien

Wie entstehen Sonnenflecken? Bipolare Regionen Aktive Regionen.

Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand

Sonnenzyklus in Bildern Die Sonne im Röntgenlicht: Korona Magnetogramm in der Photosphäre EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K Mai 1996 Dezember 2000 Minimum Maximum

Sonnenfleckenanzahl im monatlichen Mittel 1750 - 2012

Von der Photosphäre in die Korona

Magnetfelder in der Korona: Bögen (TRACE)

Magnetische Rekonnektion

Koronale Massen-auswürfe Halloween 2003, Lasco C3 (SOHO) http://soho.nascom.nasa.gov/bestofsoho

Sonnenwind und Erdmagnetosphäre: Weltraumwetter (space weather)

Weltraumwetter

Polarlichter Yuichi Takasaka, 2009

Polarlichter

Die aktive Sonne: Von Sonnenflecken zu Polarlichter Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit. Rolf Schlichenmaier schliche@kis.uni-freiburg.de Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg