die korona der sonne und ein blick zu den sternen hardi peter kiepenheuer-institut für sonnenphysik...
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Die Korona der Sonne —und ein Blick zu den Sternen
Hardi Peter Kiepenheuer-Institut
für SonnenphysikFreiburg
Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos und John Kern
Sonnenfinsternisse: Zeichnung und Photographie
Spektroskopie: Die Korona ist heiß! Warum?
Zur Physik der Korona
Ein Blick zu den Sternen
Beispiele aktueller Forschung
“There is more to the solar coronathan physics and mathematics.” Jeff Linsky
Warum Korona ? astrophysikalisch interessant
Koronaheizung ist eine der 10 wichtigsten Fragen der Astronomie!
Solar-terrestrische Beziehungen: stärkste Variabilität im UV:
alles <150 nm aus Korona! koronare Massenauswürfe (CME): - Satellitenstörungen - Sicherheit von Astronauten und Flugpassagieren geomagnetische Störungen - GPS - Funk und Radio - Stromleitungen - Ölpipelines
andere astrophysikalische Objekte Akkretionsscheiben junger Sterne: Stern- & Planetenentstehung …
Die totalen Sonnenfinsternisse, einst Gegenstand des Schreckens für die unwissende abergläubige Menge, sind nun für die Wissenschaft eine reiche Quelle der Belehrung und der kostbarsten Resultate bezüglich der physikalischen Constitution der Sonnenatmosphäre geworden.
Wenn das Tagesgestirn aufhört, unsere Atmosphäre zu erleuchten, zeigt sich dem Beobachter in der Umgebung der Sonne eine Reihe von ebenso interessanten als lehrreichen Erscheinungen, deren Erkenntnis vorzugsweise geeignet ist, über die Natur der Sonne Licht zu verbreiten.
Angelo Secchi / Heinrich Schellen: Die Sonne, 1872
Zeichnung vs. Photographie
Aus: Secchi / Schellen: Die Sonne, 1872
Desierto, Spanien,40 s Belichtung,Angelo Secchi
Spanien,Zeichnung nach Finsternis,
Warren de la Rue
18. Juli 1860
Sonnenfinsternis 18.7.1860: Zeichnungen
G. Tempel F. A. Oom
E.W. Murray F.Galton C. von Wallenberg
von Feilitzsch
Aus: C.A. Ranyard (1879), Mem. Roy. Astron. Soc. 41, 520, Kap. 44.
Strukturen der Korona: Minimum solarer Aktivität
Sonnenfinsternis, 3. Nov. 1994, Putre, Chile, Aufnahme: High Altitude Observatory / NCAR
“Helmet Streamer”
Koronales Loch
Protuberanzen
“Polar Plumes”„Diffuse Korona“
„Ruhige Sonne“
Das Magnetfeld strukturiert die Korona
Sonnenfinsternis 30.Juni 1973, Aufnahme Serge KoutchmyPotentialfeld-Extrapolation: Altschuler at al. (1977) Solar Physics 51, 345
1. Magnetfeldkarte der Photosphäre („Sonnenoberfläche“) Zeeman-Effekt2. Potentialfeldextrapolation (oder besser)3. Vergleich mit Strukturen der Korona “hairy ball”
Der Aktivitätszyklus der SonneDie Sonne im Weißlicht
29.5.1996 28.3.2001
Minimum Maximum
Big
Be a
r Sol
ar O
bse r
v at o
r y
Sonnenfleckenzahl (seit 1843) magnetische Polarität (seit 1908) magnetische Aktivität
11 jähriger Zyklus der Sonne:
zugrunde liegender Mechanismus: Dynamo zur Magnetfelderzeugung
Sonnenflecken-Relativzahl monatlich geglättet
Die Korona: Maximum vs. Minimum
18. 3. 1988, Philippinen Finsternisaufnahmen: 16. 2. 1980, IndienHigh Altitude Observatory - NCAR
Minimum
„einfache“ Dipolstruktur wenige Aktive Gebiete (Sonnenflecken) ausgeprägte koronale Löcher “Helmet Steamer” nur am Äquator
Maximum
komplexe magnetische Struktur viele Aktive Gebiete praktisch keine koronalen Löcher Aktivität „drängt“ zu hohen Breiten
Die Röntgen-Korona im solaren Zyklus
1995Minimum
1991Maximum
1993
Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), Röntgen-Emission bei 1 nm, 2· 106 K
100 x heller !
H (656.3 nm) Ca II H (396.9 nm)
Die Sonne ist (fast) ein Schwarzer Strahler bei einer Temperatur von 5777 K.
Absorption von Licht in darüberliegenden Schichten(obere Photosphäre, Chromosphäre).
Die Absorptionslinien sind charakteristischfür die in der Atmosphäre vorhandenen Elemente(entdeckt von Wollaston, 1802; benannt nach Fraunhofer).
Das Spektrum der Sonne
Original-Spektrum vonFraunhofer (1814)
Na I D1 (589.6 nm)Na I D2 (589.0 nm)
Profile der Spektrallininen geben Aufschluß über die P h y s i k eines Sterns
Was sieht man bei einer Sonnenfinsternis?
Linien-Korona - einzelne Emissionslinen z.B.: „grüne Koronaline“
- Emission von Atomen / Ionen: neue Elemente? Helium, Coronium
Fraunhofer-Korona - Absorptionslinien sichtbar - unpolarisiert: Streuung an Staub (Zodiakallicht)
Kontinuums-Korona - keine Absorptionslinien - polarisiert: Streuung an freien Elektronen
10-6
10-8
1
K-Korona
F-Korona
L-Korona
Sonnen-scheibe
Abstand von Scheibenmittein Sonnenradien
Inte
nsitä
t rel
ativ
zur
Sch
eibe
nmitt
e
1 5
klarer blauer Himmel
„normaler” Himmel
Sonnenfinsternis
Die Korona ist heiß !
Skalenhöhe der Intensität: 0.1 R(um 1900)
KcoronaB 310600 T
gmTkH
K-Korona: Streuung an freien Elektronen: Thermische Geschwindigkeit der Elektronen:
mTkv B2 3
schmalste spektrale Strukturen: 6 nm (Waldmeier 1941)
K 10600 km/s 4000 nm 500 @ nm6 3
grüne Linie: Fe XIV (530 nm)gelbe Linie: Ca XV (569 nm) rote Linie: Fe X (637 nm) diese Ionen existieren nur bei > 106 K
Emissionslinien hoch ionisierter Atome: (Edlén & Grotian 1939-41)
L-Korona: Linienbreite der Emissionslinien: (Waldmeier 1941)
K 105 km/s 57 nm 530 @ nm08.0 6rote Line:
Eine statische Korona: Temperatur
H
HC Rr
RrfT7/2
0
0/2
7
“geheizter Aluminiumstab”
T
HrR
CT
Höhe r
Heizung an der “Basis”der Korona mit Leistung
022 44 fRfrF HHH
typisch: f0 = 100 W/m2
Gleichgewicht von Heizung und Wärmeleitung:
HWW FFfr 24
Wärmeleitfähigkeit: rTTfW d
d5/20
Randbedingung: CTRrT )(
Integration: HrR
Im Innenraum: HrrR
Die Korona: ein Thermostat
5/2TfW
C fT 7/20
1. Thermische Leitfähigkeit: mehr Heizung: T-Anstieg effektivere Wärmeleitung nur kleiner T-Anstieg ähnlich für weniger Heizung…
2. Sonnenwind magnetisch offene Gebiete: 90% der Energie für Beschleunigung mehr Heizung noch mehr Verluste durch Beschleunigung weniger Energie fur Heizung der Korona
f0 [ W/m2 ] TC [106 K] 17600 5.0 150 1.0 wie Sonne 0.29 0.5
Änderung der Heizrate f0
um viele Größenordnungenergibt eine nur kleine Änderung der Temperatur der Korona
aus Leer (1998)
SOHO bei der Montage vor dem Start
Solar and Heliospheric Observatory / SUMER
EUV-Spektrograph SUMER Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation
räumliche Auflösung: 2” (1500 km)spektrale Auflösung: / 30 000 (2 km/s)Wellenlängenbereich: 50 – 155 nm Temperaturbereich auf der Sonne: 104 – 106 KDynamik und Struktur der Übergangsregion von der Chromosphäre zur Korona
Gemeinsames Projekt vonESA und NASA
Die Korona bei 106 K
Emissionslinie(n)
Fe XII (19.5 nm)
1.5·106 K
15.–20. August 1996
Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT)Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)
ESA / NASA
Magnetische Bögen in der KoronaEmissionslinie(n)
Fe IX / X (17.1 nm)
106 K
9. November 2000
ACHTUNG:Licht Magnetfeld
Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA
Die Korona ist dynamisch !
Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA
Emissionslinie(n)
Fe IX / X (17.1 nm)
106 K
18. November 200117:00–19:00 UT
Doppler shifts in the transition region
0
10
10
5
5
D
oppl
er s
hift
[ k
m/s
]
Pet
er (
1999
) A
pJ 5
16, 4
90
SUMER
105 K 6.5105 K
quiet Sun Doppler shifts (along equator) low temperatures: T < 3105 K: redshifts high temperatures: T > 4105 K: blueshifts
Doppler-shifts: flows ??? (sound-) waves ???
coronal holes “coronal” temperatures: T > 6105 K: blueshifts
coronal hole outflows
Hardi PeterKIS
cos variation and above limb vD = 0allowed new determination of Ne VIII rest wavelength!! = 770.428 ± 0.007 Å
latest laboratory measurements: = 770.409 ± 0.005 Å off by 8 km/s!! (Bockasten, Hallin & Hughes 1963)
TR Doppler shift as a function of temperatureP
eter
& J
udge
(199
9) A
pJ 5
22, 1
148
SUMER mean quiet Sun Doppler shifts at disk center
Hardi PeterKIS
basically shows quiet Sun network line shifts
similar for active region line shifts (Teriaca et al. 1999, A&A 349, 636)
Understanding line shifts I: single structure
Doppler shiftas a function of temperature
“every loop has a corona”:
waves Doppler shifts ? flows ?
line formation temperature log (T [K])
line formation temperature T [K]
(blu
e)
D
oppl
er s
hift
[km
/s]
(
red)
Hardi PeterKIS
4·105 K105 K
106 K
104 Kphotosphere
corona
asymmetric heating: flowsasymmetric
heating
shockhigherdensity
more or less like that, i.e. involving flows: e.g.
Antiochos (1984) ApJ 280, 416 Mariska (1988) ApJ 334, 489Klimchuk & Mariska (1988) ApJ 328, 334McClymont & Craig (1987) ApJ 312, 402
nanoflares
magneticreconnection
footpoint motions
mag
net ic
f iel
d
4·105 K105 K
106 K
104 Kphotosphere
corona sound wavesnanoflares in coronal loops
Hansteen (1993) ApJ 402, 741Peter & Judge (1999) ApJ 522, 1148Teriaca et. al. (1999) A&A 349, 636
Understanding line shifts II: multiple structures
Dowdy et al. (1986)Solar Phys., 105, 35
do we have to dealwith a lot of“single T structures”of different temperatures?
models for line shifts in isothermal loops ?
line formation temperature log (T [K])
line formation temperature T [K]
(blu
e)
D
oppl
er s
hift
[km
/s]
(
red)
3D models to understand structure!!
Flares und koronale Massenauswürfe
SOHO / EIT
Fe XII (19.5 nm) 1.5·106 K
Aktive Region mit Flare (Strahlungsausbruch)
Koronaler Massenauswurf (CME)vCME 1000 km/s
SO
HO
/ La
sco
C2:
1.
5 –
3 R
SO
HO
/ La
sco
C3
: 3
– 3
2 R
Ein großer CMESOHO / Lasco C3
20.4.1998
(mit Mars und Saturn...)
zum Vergleich:Zeichnung von
G. Tempel bei einer
Sonnenfinsternis
18.7.1860
Was sieht man von einer stellaren Korona ? Photosphäre: Doppler-(Zeeman)-Imaging: Strukturen auf Sternoberfläche
Korona: Emission meist von wenigen Aktiven Regionen oder von Flares dominiert: „Punktlichtquellen“ in der Korona
XY Ursa Major(A. Collier Cameron)
Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), 1 nm, 2· 106 K
Sonne
UV Cet (Benz et al. 1998)
Beobachtungen im Radiobereich
1mas
Winkelauflösung eines Teleskops:
bei „Very Long Baseline Interferometry“:
D = Erddurchmesser = 10 cm Auflösung bis zu 1/1000 Bogensekunde (=mas)
D
Radio-Korona:
Radioemission durch um Magnetfeld„kreisende“ Elektronen
(wo kommen diese schnellen Elektronen eigentlich her … ?)
Zwerg-stern
Mapping stellar X-ray structure:
A total stellar eclipse of the young Sun (G5V) Coronae Borealis
8 hrs
(Güdel et al. 2003)
Ein Stern in 3D
AB Doradus kühler aktiver Stern (K2V) Teff 4000K
halb so hell wie die Sonne (0.4 L)
schneller Rotator (50 ) 49 Lichtjahre entfernt Beobachtung: 7.–12. 12. 1995
Oberflächenstrukuren von Helligkeit und Magnetfeld mit Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI)
Potentialfeldextrapolation (Quellfläche bei 5 R)
Druck an koronaler Basis: p B2
auf offenen Feldlinien: p=0
Emissivität ne2
Collier Cameron, Jardine, Wood, Donati (2000)
Aktuelle Forschung: Loop-DynamikHardi Peter
KIS
Bilanz für Flüsse von - Masse ( ) - Impuls ( v ) - Energie ( T )
T, , v als Funktion von Ort x und Zeit t
Berechne (simultan)Emission in verschiedenenSpektrallininen... M
ülle
r, P
eter
& H
anst
een
(200
3)
3D Korona ModellHardi Peter
KIS
3D MHD model for the corona: 50 x 50 x 30 Mm Box (1003)
full energy equation (heat conduction, rad. losses)
starting with down-scaled MDI magnetogram
braiding of magnetic fields due to photospheric motions (Galsgaard, Nordlund 1995; JGR 101, 13445)
heating: DC current dissipation (Parker 1972; ApJ 174, 499)
heating rate J2 ~ exp(- z/H )
coronal temperatures of > 106 K
good match to TRACE imageshorizontal x [ Mm]
horiz
onta
l y
[ M
m]
MDI magnetogram
vert
ical
z [
Mm
]
synthetic TRACE 171 Å emission measure
vertical z [ Mm]cu
rren
t l
og10
J2
mean B2
mean J2
histogram of currents
Gudiksen & Nordlund (2002) ApJ 572, L113
Aktuelle Forschung: first spectra from 3D modelsHardi Peter
KIS
calculate spectra at each grid point (ionisation eq.) integrate along line-of-sight maps in intensity, shifts
Peter,Gudiksen& Nordlund(2003)
chromospheric structure yet not well reproduced TR / corona look disconnected tool to study morphology!
Doppler shifts: quiet Sun vs. 3D modelHardi Peter
KIS
observed Doppler shifts:
To be done:similarly for Emission measure distribution of shifts non-thermal width etc… P
eter
, Gud
ikse
n &
Nor
dlun
d (2
003)
average Doppler shift from synthesized spectra: - good qualitative agreement - best over-all match of models so far - no “fine-tuning” needed!
blue
D
oppl
er s
hift
[km
/s]
r
ed
4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5line formation temperature log ( T [K] )
6
8
4
2
0
Si II
C IIC III C IV
Si IV
O IV
O V O VINe VIII
Mg X
Zusammenfassung
Die Korona der Sonne ist heiß 106 K sind „natürlich“.
Die Korona ist hoch strukturiert und dynamisch.Die Strukturen sind magnetisch dominiert.
Aus magnetisch offenen Gebieten fließt der Sonnenwind ab.
Magnetisch geschlossene Gebiete können sich öffnen, wodurch viel Material ausgeworfen werden kann (Koronale Massenauswürfe; CME).
Starker Einfluß der CMEs auf unsere „Zivilisation“.
Physikalische Prozesse der Koronaheizung sind nach wie vor unklar.
„gute“ Kandidaten: - flux braiding („Flechten“) und Stromdissipation - Alfvén-Wellen nahe der Gyrofrequenz (Ion-Zyklotron-Wellen)
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