Kanzelhöhe Solar Observatory

Transkript

1 Institute for Geophysics, Astrophysics and Meteorology University of Graz Dynamik der Sonne und Sonnenaktivität Werner PötziP Sonnenobservatorium Kanzelhöhe he

2 Die Sonne in Zahlen! Abstand ca. 150 Mio. Km! Durchmesser ca Mio. Km! Masse ca. 2 * kg! Dichte 1.4 g/cm 3! Dichte im Zentrum 160 g/cm 3! Strahlung (auf Erde) 1360 W/m 2! Temperatur Zentrum 15 Mio. K Oberfläche 5800 K Korona > 1 Mio. K! Sterntyp G2 V

3 Beobachtung! ab 17. Jh mit Fernrohren durch Nebel oder Rauch von Schornsteinen Abbildung der Sonne auf Schirm Filter zur Lichtreduktion! Teleskope bis ca. 1 m Durchmesser (Teneriffa, La Palma)! Radiotelskope! Satellitenbeobachtung: SOHO, TRACE, YOHKOH

4 Instrumente

5 Adaptive Optik Correlation Tracker und Aktive/Adaptive Optik

6 Aufbau der Sonne

7 Kern Energieerzeugung Energiequelle: Nukleare Energie E = mc 2 " 4 Mio. Tonnen / sek Wasserstoffbrennen: Proton-Proton-Prozess CNO-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) T > 10 Mio. K Energieerzeugung prop. T 5 bis T 15

8 Kern Energieerzeugung

9 Strahlungszone Konvektionszone In äusseren Schichten erfolgt der Hauptenergietransport nicht mehr durch Strahlung sondern durch Konvektion, und zwar dann wenn der adiabatische Temperaturgradient kleiner als der Temperaturgradient des Strahlungsgleichgewichts ist. Schwarzschildkriterium: < ad rad

10 Photosphäre Sichtbare Scheibe, jene Schicht aus der das Licht kommt. ca. 200 km dick, T = 5700 K MRV (Mitte Rand Variation) bedingt durch optische Dichte der Photosphäre in der Scheibenmitte sieht man tiefer (in heissere Regionen) als am Rand, daher erscheint der Sonnenrand dunkler.

11 Photosphäre

12 Photosphäre/Struktur Granulation Mesogranulation Supergranulation ca km / 7 min ca km / 2 h ca km / 24 h

13 Photosphäre/Struktur

14 Chromosphäre 2000 km, T steigt nach aussen wieder an sehr geringe Dichte durchsichtig Im sichtbaren Bereich: Flash-Spektren bei Sonnenfinsternis Im UV und EUV: Satelliten, optisch dick

15 Chromosphäre/Phänomene Beobachtung im Zentrum starker Linien (Hα, Ca + H&K) Am Sonnenrand: Spicules ( Brennende Prärie ) Scheibe: Flocculi hellere Gebiete

16 Korona Strahlenkranz, Temp. > 1 Mio. K Helligkeit ca der Photosphäre (wie Vollmond) Langsame Abnahme nach aussen bis ins Zodiakallicht Beobachtung: Finsternis Koronograph Satelliten: UV u. Röntgen Radiobereich: m-wellen, Radiosonne > optische Sonne

17 Korona/Struktur K Korona: reines Kontinuum L Korona: Emissionslinien F Korona: normales Sonnenspektrum LSS: Large Scale Structures: magn. Feldlinien: Strahlen, Bögen, Loops, Knoten CH: Coronal holes: offene Feldlinien

18 Loops Coronal Hole Maximums-Korona Minimums-Korona

19 Spektrum Radiobereich: Infrarot: Sichtbar: UV: EUV: Kontinuum, Aktivität Kontinuum mit Moleküllinien ca Absorptionslinien sehr viele Linien, kaum Kontinuum nichts mehr aus Photosphäre

20 Spektrum/Erdatmosphäre

21 Rotation Achse gegen Ekliptik geneigt: 7º14 Differentielle Rotation: aus Sonnenflecken und Dopplermessungen am Rand Sonne ist keine starre Kugel am Pol langsamer als am Äquator in tieferen Schichten keine diff. Rotation ω[d -1 ] = 14º48-2º94 sin 2 φ 25 Tage - 34 Tage

22 Oszillationen GONG - Global Oszillation Network Group 6 Teleskope, Michelson Interferometer

23 Sonnenaktivität Sonnenflecken Magnetfelder Fackeln Protuberanzen, Filamente Eruptionen, Flares Radiostrahlung

24 Sonnenflecken Ältestes bekanntes Phänomen auf der Sonnenoberfläche

25 Sonnenflecken/Statistik Fleckenrelativzahl: R = k(10g+f) bis ca. 300 Fleckenfläche: F in 10-6 der Sonnenhalbkugel bis ca Korrelation: F = 16.7 R tägliche Relativzahlen schwanken sehr stark Monatsmittel zeigen aber einen deutlichen Zyklus mit einer mittleren Periode von ca. 11 Jahren (7 bis 17 Jahre) Zyklus sichtbar in Baumringen, Eisbohrungen, Mondbohrungen, Korallenriffen (700 Mio. Jahre)

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28 Sonnenflecken/Struktur Lebensdauer: 50% < 2 Tage 90% < 11 Tage bis mehrere Rotationen Struktur: Umbra (Kern), ca K Penumbra (Halbschatten) Größe: bis km Klassifikation: A - J, Züricher Klassifikation

29 Mögliche Entwicklungen: A A -B-A A -B-C-B-A A -B-C-D-C-H-J-A A -B-C-D-E-F-G-H-J

30 Sonnenflecken/Entwicklung

31 Magnetfelder Linienaufspaltung durch Magnetfelder Sonnenmagnetfeld: ca. 1 G In Flecken: bis 4000 G Feldlinien im Fleck sehen aus wie Rasierpinsel

32 Magnetfelder 8.6 % der Fleckengruppen sind unipolar 91 % sind bipolar 0.4 % sind multipolar oft Magnetfeld ohne Fleck bzw. zuerst Magnetfeld dann Fleck sichtbar p- (proceeding) und f- (following) Fleck haben verschiedene Polarität Zuordnung auf Nord- u. Südhalbkugel umgekehrt Polarität wechselt in jedem Zyklus Magnetischer Zyklus von 22 Jahren

33 Magnetfelder

34 Fackeln Gebiete, die im Mittel heller sind als die Umgebung Flecken sind immer in Fackelgebieten eingebettet. Ein empfindliches Maß für die Aktivität, da sie oft schon vor einem Fleck erscheinen. Im integralen Licht nur am Sonnenrand sichtbar, sonst in Hα oder Ca II H&K

35 Fackeln

36 Protuberanzen, Filamente Materiekondensationen in der unteren Korona bis mehrere km hoch bei Sonnenfinsternissen leuchtend rot sichtbar auf der Sonnenscheibe spricht man von Filamenten besonders gut in Hα sichtbar

37 Protuberanzen, Filamente

38 Zwischen Sonnenflecken bzw. in der Nähe von Sonnenflecken beobachtet man häufig ein plötzliches Aufleuchten in Hα. Ausdehnungen von km sind moeglich. Die Dauer kann bis einige Stunden betragen. Eruptionen/Flares

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40 Einteilung in: A,B,C,M,X Flares B1=A10, C1=B10, April 2001: X20 Flare, größtes beobachtetes Flare normalerweise: B5 Flares/Röntgenstrahlung

41 Aurora Borealis/Polarlichter Ausgelöst durch starke Flares. Geladene Partikel des Sonnenwindes treffen auf Erdatmosphäre. Hauptsächlich um Pole, koennen aber auch bis in niedere Breiten vordringen (Graz etwa alle 2 Jahre)

42 Radiostrahlung Langsam variable Komponente: variiert mit Sonnenflecken Rauschstürme (noise stroms): besonders wärend Maximum Strahlungausbrüche (outbursts): zugleich mit Flares, im m - Wellenbereich bis Faktor 10000

43 Radiostrahlung

44 Treffen bei Villach / 1526 m ca Sonnenscheinstunden/Jahr, 300 Beobachtungstage/Jahr

45 Instrumente UEWI PHOKA BBSO-Kamera Hα-Kamera MOF PST Spektrograph Wetterstation Taklis Wetterkameras

46 Beobachtungen Sonnenzeichnung: 1/Tag seit 1950 eingescannt und auf Homepage abrufbar ca pro Jahr Meldung der Relativzahl an SIDC

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48 Beobachtungen BBSO Kamera: ein Hα-Bild mit 2032x2032 Pixel pro Minute/16 Bit Teil des Global High ResolutionHα Networks mit Big Bear/USA und Yunnan/China

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50 Beobachtungen Hα-Kamera: 1008x1016 Pixel/8 Bit bis 21 Bilder/Minute mit Frame-Selection Filtershift +/- 0.4 Å bei 10 Bildern/Minute einschalten des Filtershiftings ueber GOES-Xray

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52 Beobachtungen MOF: Magneto Optisches Filter 1 Set/Minute 512 x 494 Pixel/16 Bit in Na-D Linie Doppler-Bild, Intensitaet, Magnetfeld derzeit Zellen ausgebaut, neue Zellen ab November

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54 Beobachtungen PHOKA: Photosphärenkamera täglich 3 Aufnahmen auf photograph. Film

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56 Beobachtungen PST: Photometrisches Teleskop 1024 x 1024 Pixel/8Bit Filterrad mit bis zu 8 Filtern nicht in Betrieb wegen Umprogrammierung Spektrograph: mit Heliostat 0.2 Å Aufloesung auf CCD

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