Die Sonnenkorona Gottfried Mann Astrophysikalisches Institut Potsdam,

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1 Die Sonnenkorona Gottfried Mann Astrophysikalisches Institut Potsdam,
An der Sternwarte 16, D Potsdam, Germany

2 Die Sonne ist ein aktiver Stern

3 Die Sonnenkorona im Verlauf des Fleckenzyklus

4 Die Korona der Sonne Dichte: 108 – 1010 cm-3
Plasmafrequenz: 90 – 900 MHz (3.3 m – 33 cm)  Radioemission Temperatur: – 40 Mk Å 0.4 keV keV weiche harte Röntgenstrahlung

5 Beobachtung der Korona I
SOHO – Solar Heliospheric Observatory

6 Beobachtung der Korona II
Observatorium für solare Radioastronomie des Astrophysikalischen Instituts Potsdam

7 Die Korona im extremen UV-Licht I
 heiße Korona überstrahlt Photosphäre im kurzwelligen Bereich (UV, Röntgen)  verschiedene Spektrallinien werden bei verschiedenen Temperaturen emittiert  Beobachtung bei verschiedenen Spektrallinien zeigt Plasmen bei verschiedener Temperatur und in verschiedenen Höhen HeII (80000 K) FeIX,X (1 MK) FeXII (1.5 MK) Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)

8 Die Sonne im extremen UV: Korona
Koronale Löcher aktive Regionen Koronale Loops Streamer Aufnahme im extremen UV, Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)

9 Bipolare Sonnenfleckengruppen – Signaturen magnetischer Flussröhren

10 Sonneneruptionen Aktive Prozesse, die mit impulsiver Energiefreisetzung einhergehen.  Partikelbeschleunigung  Plasmaheizung  Materieauswürfe  Strahlungsausbrüche  Flares Strahlungsausbrüche  Koronale Massenauswürfe (CMEs) großskalige Materieauswürfe  Filamenteruptionen

11 Wellen auf der Sonne Wellen breiten sich über eine
Hemisphäre der Sonne aus.

12 Solare Flares Flares:  Freisetzung großer Energien
 Dauer: Sekunden bis Stunden  Leistung: 1022 W  erhöhte Emission elektromagnetischer Strahlung (vom Radio- über den visuellen bis hin zum  - Bereich)  lokale Heizung der Korona bis zu 40 MK (1 keV)  erhöhte Flüsse von energiereichen Elektronen ( 10 MeV), Protonen & Ionen Die Sonne ist ein Teilchenbeschleuniger.

13 Der Flare vom 28. Oktober 2003 I X 17.2 class flare
Radioemission - Plasmaemission

14 Der Flare vom 28. Oktober 2003 II
 erhöhte Röntgenemission – Heizung – Erzeugung energiereicher Elektronen  Radioemission – Korona 108 – 1010 cm-3  300 MHz – interplanetarer Raum 5 cm-3 bei 1 AE  20 kHz  Ankunft der Elektronen bei 1 AE – keV ( km/s) 11:50 UT – keV ( km/s) 11:25 UT  Geschwindigkeitsdispersion

15 Koronale Massenauswürfe I
koronaler Massenauswurf eruptive Protuberanz

16 Magnetische Rekonnektion
16 Magnetische Rekonnektion

17 Koronale Massenauswürfe II

18 Der Sonnenwind

19 Die Sonne beeinflusst die Umgebung unserer Erde.
19 Die Sonne beeinflusst die Umgebung unserer Erde. • erhöhte elektromagnetische Strahlung Beeinflussung:  Ionosphäre  obere Atmosphäre  Störung von GPS • solare kosmische Strahlung (nach 10 – 60 Minuten)  Nordlichter  Störung elektronischer Bauelemente in Satelliten und Flugzeugen • Koronale Massenauswürfe (nach 20 – 100 Stunden)  magnetische Stürme  Störungen der Navigation  Ausfälle von Stromversorgungsnetzen  Auftreten von Überspannungsimpulsen

20 Polarlichter vom Space Shuttle aus gesehen

21 Eine Reise zur Sonne und zurück

22 Zusammenfassung  Die Sonne ist unser nächster Stern und ist damit der am besten (bzgl. räumlicher und zeitlicher Auflösung) beobachtbare Stern.  Von der Sonne kann man für andere Sterne lernen. ( solar-stellar connection)  Die Sonnenkorona ist ein einzigartiges Plasmalaboratorium, wie man es auf der Erde niemals finden wird.  Die Sonne ist ein gigantischer Teilchenbeschleuniger. Das Studium von Teilchenbeschleunigungsprozessen ist von generellem astrophysikalischen Interesse.

23 Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!