Seminar: Weltraumwetter Vortrag: „Die Sonne und Sonnenwind“

Präsentation zum Thema: "Seminar: Weltraumwetter Vortrag: „Die Sonne und Sonnenwind“"—  Präsentation transkript:

1 Seminar: Weltraumwetter Vortrag: „Die Sonne und Sonnenwind“
Freitag, :15 Uhr, KIS/Bibliothek Referent: Philippe Bourdin (altertümlicher Heliostat zur Sonnenbeobachtung)

2 Inhalt: „Die Sonne und Sonnenwind“
Innerer Aufbau der Sonne Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes Der 22-jährige Sonnenzyklus Gesamtbild der Sonne Korona im Gleichgewicht ? Das Parker-Modell, Das Ballerina-Modell Langsamer und schneller Sonnenwind Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen Entstehung von CMEs und Flares

3 Innerer Aufbau der Sonne

4 Innerer Aufbau der Sonne

5 Zahlen und Daten der Sonne
Alter: ca. 4,5 Milliarden Jahre Sternklasse: G2V Leuchtkraft: 3,85 x 1026 J/s Radius: 6,96 x 105 km Masse: 1,99 x 1030 kg Massenverlust: 4,28 x 109 kg/s Temperaturen: Zentrum: 15 x 106 K Photosphäre: K Korona: bis 5 x 106 K Effektiv: K Gravitationsbeschleunigung (Oberfl.): 273,96 m/s2

6 Erkenntnisgewinn über das Sonneninnere
Differentielle Rotation bereits Mitte 18. Jahrhundert entdeckt Molekulare Viskosität vernachlässigbar Effektive Viskosität durch Turbulenzen in Konvektionszone ist für den Transport des Drehimpulses geeignet Bewegungsgleichung der Hydrodynamik: Aufspaltung der Geschwindigkeiten in meridionalen, φ-gemittelten und fluktuierenden Anteil Drehimpuls-Transport durch Meridionale Geschwindigkeiten Reynolds‘sche Spannung (=Fluktuationskorrelation)

7 Erkenntnisgewinn über das Sonneninnere
Neutrinos sind „Zeugen“ der Kernprozesse Die Sonne brummt ! ca in Photosphäre beobachtet: > stehende Kompressionswellen (p-modes, T = 5 min.) - Quantenzahlen (l,m,n) bestimmen Oszillationsfrequenz - radiale Komponente (1 QZ) und Kugelfunktionen (2 QZ) Theoretisch vorhergesagt, aber stark gedämpft: > stehende Schwerewellen (g-modes, T = 1 h.) „Helioseismologie“ verschafft Einblick in das Sonneninnere

8 Helioseismologische Beobachtungen
Leistungsdichte-Spektrum der solaren Oszillationen (p-modes)

9 Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes

10 Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
Betrachtung des Magnetfeldes interessant, weil Ursache für viele Aktivitätserscheinungen Induktionsgleichung (B hier axialsymmetrisches Feld) ( : magnetische Diffusivität) Cowling: Axialsymmetrie lässt keine Selbstanregung zu Das Sonnen-Magnetfeld ist nur geglättet axialsymmetrisch Separation von mittleren und fluktuierenden Größen: (Korrelationsterm)

11 Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
v‘-B‘-Korrelation entspricht „eingefrorenen“ Magnetfeldlinien Näherung der Fluktuationsfunktion in erster Ordnung: Einsetzen gemittelter Größen in Induktionsgleichung ergibt: α-Term: elektromotorische Kraft parallel zu β-Term: zusätzliche magnet. Diffusivität durch Turbulenzen Axialsymmetrische Lösungen von sind nun möglich

12 Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
Aufspaltung von B in toroidalen und poloidalen Anteil: : toroidale Richtung Einsetzen ergibt zwei Dynamo-Gleichungen mit α-Effekt Dynamo-Effekt führt zur Selbstanregung: Turbulenzen notwendig, damit sein kann, sonst nur Ohm‘sche Dissipation

13 Der 22-jährige Sonnenzyklus

14 Der 22-jährige Sonnenzyklus
Selbstanregung durch den Dynamo-Effekt: Ströme (- - -) sind auf beiden Hemisphären gleich orientiert Magnetfelder (-----) sind entgegengesetzt orientiert ist antisymmetrisch bezüglich dem Äquator

15 Resultate der Dynamo-Gleichungen
Induktion überwiegend aus Differentieller Rotation -Dynamo erzeugt toroidale Felder Durch numerische Lösung: > auch äquatorial-symmetrische Lösungen für α gefunden, aber viel schwächer angeregt > Tendenz zu magnetischen Flussröhren > Qualitative Übereinstimmung mit Sonnenfleckenwanderung und periodischem Verhalten Sonnenflecken-Anzahl oszilliert mit halber Sonnen-Periode (11 Jahre)

16 Gesamtbild der Sonne

17 Gesamtbild der Sonne Sichtbarer Bereich:
Supergranulation der Sonne durch Konvektion Sonnenflecken durch Magnetfeld Sacramento Peak Obs. Ca-II K-Emission (NSO/AURA Inc.)

18 Gesamtbild der Sonne Protuberanz: Skylab, 1973 UV-Emission (NASA)

19 Gesamtbild der Sonne Sonnenflecken: SOHO UV-Emission (NASA/ESA)

20 Gesamtbild der Sonne Magnetfeld: (Sonnenfinsternis, 30. Juni 1973, Altschuler et al.)

21 Gesamtbild der Sonne Magnetfeld: (Sonnenfinsternis, 30. Juni 1973, S. Koutchmy)

22 Korona im Gleichgewicht ?

23 Korona im Gleichgewicht ?
Aus Wärmeleitung und Zustandsgleichung ionisierter Gase erhält man die folgende Differentialgleichung: Die Lösungen mit lauten:

24 Korona im Gleichgewicht ?
Annahme: die Sonne sei im hydrostatischen Gleichgewicht Führt zu der Lösung: Dafür muss aber T(r) schneller als 1/r abfallen: nicht erfüllt ! Also kein Druck-Gleichgewicht im interstellaren Raum Neues Modell für die Korona notwendig

25 Das Parker-Modell

26 Das Parker-Modell Stationäres dynamisches Gleichgewicht (Parker, 1958)
Annahmen: sphärische Symmetrie, radiale Geschwindigkeit Kontinuitätsgleichung, Impulserhaltung, Zustandsgleichung: Durch einsetzen ergibt sich die Differentialgleichung: mit:

27 Das Parker-Modell Enthaltene Vereinfachungen im Parker-Modell:
Rotations-Effekte des Magnetfeldes nicht berücksichtigt Isothermale Expansion statt Energieerhaltung betrachtet Folgerungen aus dem Parker-Modell: Es muss einen Teilchenabfluss geben (Sonnenwind) Sonnenwind in der Korona mit Überschallgeschwindigkeit

28 Das Ballerina-Modell

29 Das Ballerina-Modell Die Erde bewegt sich über verschiedene Aktivitätsgebiete Die Grenzschicht zwischen den Polaritäten des Magnetfeldes hat das Aussehen eines „Ballerina-Rocks“

30 Das Ballerina-Modell Sicht von der Erde auf die gemittelten magnetischen Polaritäten der Sonne IMP-1, (Wilcox, Ness, 65)

31 Maximale und Minimale Aktivität
Variation der Stromschicht während Aktivitätsmaximum (negative Polarität schattiert) Die Stromschicht-Aufnahmen von zeigen die Umpolung des Magnetfeldes Bei minimaler Aktivität ist die Stromschicht relativ klar getrennt Der „Ballerina-Rock“ hat dann fast keine Falten mehr

32 Langsamer und schneller Sonnenwind

33 Langsamer und schneller Sonnenwind
Man unterscheidet „langsamen“ und „schnellen“ Sonnenwind Langsamer Sonnenwind entsteht über Aktivitätszentren Schnellen Sonnenwind findet man über Koronalöchern Koronalöcher sind bei einer ruhigen Sonnenphase häufig über den Polen, der Aktivitätsgürtel ist in der Ekliptik zu finden In aktiven Sonnenphasen sind fast überall Koronalöcher und Aktivitätsgebiete zu finden

34 Langsamer und schneller Sonnenwind
Das Parker-Modell lieferte gute Übereinstimmung mit den Messwerten des „langsamen“ Sonnenwindes Charakteristische Daten des langsamen Sonnenwindes: - Minimum-Typ bei geringer Sonnenaktivität: > Geschwindigkeit: km/s > sehr hohe Dichte: 10,7 x 106 / m3 > große Flussdichte: 3,7 x 1012 / m2s > Heliumanteil: < 2 %, sehr variabel > Quellregionen: Aktivitätszentren > variabel, enthält oft Sektorgrenzen, magnetische Wolken - Maximum-Typ bei hoher Sonnenaktivität (s.o., jedoch): > Heliumanteil: ca. 4 % > äußerst variabel, turbulent, oft von Stoßwellen durchsetzt

35 Langsamer und schneller Sonnenwind
Charakteristische Daten des schnellen Sonnenwindes: - Schneller Sonnenwind (in schnellen Strömen): > Geschwindigkeit: km/s > niedrige Dichte: 3 x 106 / m3 > kleine Flussdichte: 2 x 1012 / m2s > Heliumanteil: 3,6 %, stabil > Quellregionen: Koronalöcher > lange Zeit stabil, Eigenschaften immer sehr ähnlich - Auswürfe von CMEs: > Geschwindigkeit: km/s > Heliumanteil: oft bis 30 % He++, manchmal He+, Fe+ > treiben oft Stoßwellen vor sich her, in 50 % Signaturen von magnetische Wolken

36 Langsamer und schneller Sonnenwind
Sonnenwindparameter in Geschwindigkeitsklassen:

37 Langsamer und schneller Sonnenwind
Sonnenwindparameter in Sonnennähe: Helios-1 (Juli 1983) 0,35 AE mehrere Flussröhren durchquert (Länge: 5°)

38 Langsamer und schneller Sonnenwind
Sonnenwindparameter langfristig betrachtet: Helios-1 / Helios-2 ( ) gemittelt über ganze Sonnenumdrehungen

39 Langsamer und schneller Sonnenwind
Sonnenwindparameter und Magnetfeld-Polarität (Ulysses):

40 Langsamer und schneller Sonnenwind
Sonnenwindparameter bei Aktivitätsminimum: Helios-1 (1974/75) ca. 1 AE typisch: zwei schnelle Ströme mit vorangehenden Kompressions- zonen (Dichte)

41 Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen

42 Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen
Aufeinandertreffen von schnellem auf langsamen Sonnenwind führt zu Kompression Rotation der Sonne ergibt spiralförmige Grenzschicht Auf Erdbahn noch relativ kleine Kompressionszone

43 Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen

44 Entstehung von CMEs und Flares

45 Entstehung von CMEs und Flares
In aufsteigendes Material eingefrorene Magnetfeldlinien bilden Arkaden, die wiederum Teilchenströme anheben CME („Coronal Mass Ejection“)

46 Entstehung von CMEs und Flares
Flares („Fackeln“) können einzeln oder mit CMEs auftreten:

47 Beobachtete CMEs und Protuberanzen
Aufnahme vom Satellit Solar-Maximum-Mission (14. April 1980) => Oben rechts: CME, Hohlraum und Protuberanz sichtbar Wahrscheinlich sind CMEs blasenförmig, keine einfachen Bögen Protuberanzen sind dagegen bogenförmig

48 Beobachtete CME-Stoßwellen
Aufnahme einer Stoßwelle nach einem CME mit km/s am 14. Mai 1985 durch Helios-1 in 0,63 AE Sonnenabstand

49 Beobachtete Stoßwellen
Aufnahme von Stoßwellen während großer Sonnenaktivität in 1978 durch Helios-1 über eine Sonnenumdrehung

50 Beobachteter C14-Anteil
Der C14-Anteil in Baumringen zeigt Langfrist-Sonnenaktivität