Upload
wilda-mayer
View
214
Download
2
Embed Size (px)
Citation preview
Sonnenflecken:Theorie und
Beobachtung
Rolf Schlichenmaier
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; 79104 Freiburg
Tel.: 3198-212
Email: [email protected]
2. Lehrerfortbildung am 2.10.2004
Übersicht
Aufbau der Sonne
Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen
Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman-Effekt
Entstehung von Sonnenflecken
(Flares und koronale Massenauswürfe)
Modellierung der penumbralen Feinstruktur
Sonnenzyklus und Sonnendynamo
Querschnitt der Sonne
Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe
März bis Mai 2001: MDI on SOHO (NASA)
Sonnenflecken in der Photosphäre
Umbra & Penumbra
Feinstruktur:
• Penumbral grains
• Umbral dots
• Evershed Strömung
• Lichtbrücken
• Dark cores
GranulationGranulum & Intergranulum
• Bright points
• Magnetische Knoten
• Normal und anomal
(NSST, 1m, La Palma)
Feinstruktur in der Penumbra
Warum sind Sonnenflecken dunkel?
Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld.
Konvektionszone: Konvektion transportiert Energie.
Biermann (1941): Magnetfelder unterdrücken Konvektion.
Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.
Magnetfelder und Strömungen
Hale glaubte, dass die Flecken durch dunkle Wolken in der solaren Atmosphäre verursacht werden, welche durch solare Tornados hervorgerufen werden. Die freien Elektronen fliegen im Kreis und produzieren einen Strom der die Magnetfelder erklärt.
Evershed versuchte daraufhin kreisförmigen Strömungen nachzuweisen.
Wie misst man Magnetfelder und Strömungen auf der Sonnenoberfläche?
Fraunhofersche Absorptionslinien, Doppler-Effekt, Zeeman-Effekt.
Die Photosphäre
Mehr als 99% des Lichtes von der Sonne stammt aus der Photosphäre
Photosphäre = Sonnenoberfläche
Das Strahlungsspektrum der Sonne
Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.
Die Photosphäre strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca. 5800 K.
Sonnenspektrum
Keine kreisförmigen Geschwindigkeitsfelder wie von Hale vermutet. Tornado als Erklärung für Flecken wird verworfen.
Strömungen in der Penumbra: Der Evershed-Effekt
Fleck bei θ = 23 Grad
Klassische Elektronentheorie (Lorentz):
Der Übergang wird als Dipolstrahlung eines Elektrons beschrieben. Die Schwingungs-richtung des Elektrons, die beliebig zu B steht, wird in 3 Ersatzoszillatoren zerlegt:
(1) schwingt parallel zu B.
(2) und (3) schwingen entgegengesetzt zirkular und senkrecht zu B.
(2) und (3) erfahren durch die Lorentzkraft eine positive und negative
Beschleunigung, wodurch sich ich ihre Kreisfrequenz
ändert, so dass diese beiden Komponenten energetisch aufspalten und zirkular polarisiert sind.
(1) ist linear polarisiert.
Die Aufspaltung durch den Zeeman-Effekt
Polarisiertes Licht: Die Stokes Parameter
Polarisiertes Licht: Messprinzip
I(λ), Q(λ), und U(λ) können mithilfe eines Polarisators analysiert werden. Für die Messung von V(λ) benötigt man zusätzlich ein λ/4-Plättchen.
Polarisiertes Licht: Spektropolarimetrische Messung
Messung der Aufspaltung Magnetfeldstärke
Messung der Amplituden
Magnetfeldneigung
I(λ) Q(λ)
U(λ) V(λ)
Wie entstehen Sonnenflecken?
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.
(Caligari, Schüssler, Moreno Insertis 1996)
Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe
Der „Bastille day“ Flare X-Mas CME
Sonnenfleck: Modell
70 Minuten aus dem Leben eines Fleckes:
Sowohl das hell/dunkel Muster der Granulation als auch die Feinstruktur der Penumbra sind dynamische Phänomene.
Die Dynamik der penumbralen Feinstruktur
Die Dynamik penumbraler magnetischer Flussröhren
Modellierung der dynamischen Feinstruktur
Penumbra: Filamente und Flussröhren
Penumbral grain
PG tails
PG inward migration
Evershed flow
Uncombed penumbra
Surplus brightness of PU
Formation of penumbra
Footpoint of tube
Radiative cooling
Footpoint migration
Flow along tube
Tube in background
Hot upflows
Angle of magnetopause
Penumbra: Filamente und Flussröhren
Sonnenzyklus
Die Sonne im Röntgenlicht: Korona Magnetogramm in der Photosphäre
EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K
Mai 1996 Dezember 2000
Sonnenzyklus
Fackel am Sonnenrand
Solare Helligkeitsvariation
Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand
Übersicht
Aufbau der Sonne
Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen
Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman--Effekt
Entstehung von Sonnenflecken
(Flares und koronale Massenauswürfe)
Modellierung der penumbralen Feinstruktur
Sonnenzyklus und Sonnendynamo
Differentielle Rotation der Sonne
Das Prinzip des solaren Dynamos: Ω-Effekt
Differentielle Rotation:
Scherströmung verstärkt das Magnetfeld durch Aufwicklung.
Das Prinzip des solaren Dynamos: α-Effekt
Die Konvektion advektiert die Magnetfelder und produziert eine radial Magnetfeldkomponente: α-Effekt (Parker 1955, Steenbeck, Krause, Rädler, 1966)
Flares und Magnetfelder
Trickfilm