Moderne Sonnenbeobachtung

Transkript

1 Moderne Sonnenbeobachtung Max Camenzind Würzburg WS 2016

2 Thema Sonnenbeobachtung II Sonnendaten: Masse, Radius, Solarkonstante Moderne Überwachung der Sonne von der Erde aus mit Solar Dynamics Observatory SDO, als Nachfolger von SOHO. Warum UV-Beobachtungen? 6 Jahre Sonne mit SDO der Tanz der Sonnenflecken. Der Sonnenfleckenzyklus von 11 Jahren. Das Sonnenwetter und die Erde. Polarlichter bei Erde, Jupiter und Saturn.

3 Fakten die Sonne Sonnenradius: km Masse M: 1, kg Zeitkonstante GM/c³ 4, µs Mittlere Dichte: 1,408 g/cm3 Neigung der Rotationsachse: 7,52 Hauptbestandteile: Wasserstoff: 90,97 % Helium: 8,89% Kerntemperatur: 15,7 Mio. K Oberflächentemperatur: K Rotationszeit heute: Tage Alter: 4,5 Mrd. Jahre Solarkonstante: 1361 W/m² Sonnenleuchtkraft: 3,84 x W

4 Merkur-Transit vom / SOHO Sonnenradius: km

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6 SOHO ESA/NASA Originally planned for a two-year mission, the ESA NASA Solar and Heliospheric Observatory, SOHO, is today celebrating two decades of scientific discovery. SOHO has studied more than coronal mass ejections to date, pinpointing their sources on the Earth-facing hemisphere of the Sun, and determining their speed and direction to provide up to three days warning for the Earth.

7 SOHO beobachtet die Sonne von L1

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12 Sonnenüberwachung mit SDO 17, 19, 33,5 nm etc nm

13 SDO startete mit einer Atlas V(401)- Rakete am 11. Februar 2010 in eine zirkulare geosynchrone Umlaufbahn mit einer Bahnneigung von 28,5 in km Höhe

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15 The Atmospheric Imaging Assembly (AIA) images the solar atmosphere in multiple wavelengths to link changes in the surface to interior changes. Data includes images of the Sun in 10 wavelengths every 10 seconds. PI: Alan Title, PI Institution: Lockheed Martin Solar Astrophysics Laboratory.

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18 UHD Display am Goddard Space Flight

19 SDO Filtersysteme & Farbcodierung im UHD-Format 4096 x 4096

20 SDO First Light Image Protuberanz SDO Video

21 Hot Plasma on Magnetic Field Lines

22 UVX Plasma auf Magnetfeld Linien

23 Sonnenflecken sind Gebiete mit starkem Magnetfeld ~ 3000 Gauß Sie sind kühler, da Magnetfelder Konvektion unterdrücken. Magnefeldstruktur ist sehr komplex!

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25 UVX Plasma Charakteristik

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32 HMI Magnetogramm Polarität Feldlinien HMI Intensität sichtbar

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34 Magnetische Polarität und Feldstärke Sonnenflecken sehr nahe Äquator Polarität wechselt am Äquator

35 5 Jahre Sonne mit SDO / NASA

36 Sonnenflecken werden seit 1750 gezählt Sonnenaktivität über die letzten Jahrhunderte Chromosphäre Photosphäre Sonnenfleckenzahl über die letzten 400 Jahre Rekonstruierte Sonnenfleckenzahl über die letzten 2000 Jahre Grand Minima und Maxima Korona Nach Eduard Walter Maunder

37 Das Maunder Minimum Aber es war kalt während des Maunder Minimums. Gemäldegalerie Berlin zeitgenösische Gemälde von Winterlandschaften Van Neer ( )

38 Sonnenflecken in neuerer Zeit

39 Sonnenaktivität und das Erdklima Gibt es einen Zusammenhang zwischen der Sonnenaktivität und der Temperatur auf der Erde?

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42 Variation = 1,3 Watt/m² RF = 0,325 W/m²

43 Der Strahlungsantrieb RF Der Strahlungsantrieb RF (radiative Forcing) ist ein Maß für die Veränderung der Energiebilanz des Klimasystems durch externe Faktoren (Sonneneinstrahlung, CO2 etc) und wird in Watt/m² gemessen. Der Begriff wurde vom IPCC3 eingeführt, um im Rahmen der Klimastudien den Einfluss externer Faktoren auf die Strahlungsbilanz, bzw. das Klimasystem der Erde zu beschreiben. Ein positiver Strahlungsantrieb führt zu einer Erwärmung der Erde, ein negativer Strahlungsantrieb zu einer Abkühlung.

44 Die Klimasensitivität l Die Klimasensitivität l ist eine Größe, die die globale Erwärmung der Erdatmosphäre durch die Wirkung von Treibhausgasen oder Sonneneinstrahlung ins Verhältnis zu einer Strahlungseinheit setzt. Man kann sie in Grad Kelvin pro Watt je Quadratmeter [K/(W/m²) = K m²/w] angeben. Irreführend ist jedoch die Angabe der Klimaerwärmung bei Verdoppelung der Konzentration von Kohlenstoffdioxid in der Erdatmosphäre. DT = l x RF, l = 0,7 Km²/W Die genaue Kenntnis der Klimasensitivität ist für die künftige Entwicklung des Klimas von elementarer Bedeutung, da mit ihrer Hilfe die aus einer bestimmten Treibhausgaskonzentration resultierende Erwärmung errechnet werden kann.

45 Strahlungsantrieb vor a Wikipedia/Eiszeitalter

46 Anthropogener Strahlungsantrieb RF nach dem Weltklimarat IPCC/AR5 IPCC/AR5

47 Variation of global surface air temperature and observed sunspot number El Nino

48 Temperaturanomalie vs Sunspots

49 Solare Einstrahlung seit 1600

50 Temperaturverlauf Erdzeitalter

51 Steinhilber und Beer (2013) prognostizieren Abnahme in solarer Aktivität bis Ende des Jh.

52 Physik der Sonnenaktivität Sonnenflecken Loops, Flares und Protuberanzen Koronale Massenauswürfe

53 Sonnenflecken Entstehen durch Magnetfeld, das ein Aufsteigen warmer Konvektionsströmungen verhindert. Haben 2 magnetische Pole. Sind kälter als die Umgebung. Überlebensdauer: mehrere Stunden bis zu einigen Tagen und Wochen. Sind bis zu mehrere Erdradien groß.

54 A schematic of the magnetic field structure within the umbra and the penumbra of a typical sunspot. The magnetic field lines are predominantly vertical within the umbra. Within the penumbra, some of the field lines (those associated with the bright filaments) still have a significant vertical component, while those that are associated with the dark filaments are largely horizontal. Image taken from Thomas & Weiss (2004).

55 Sonnenzyklus Beginnt mit dem Vertauschen der Polarität der Sonne, dauert im Schnitt 11 Jahre. Zu Beginn der Zyklen erscheinen die 1. Sonnenflecken um den 30. Breitengrad herum und wandern immer näher zum Äquator, bis ihre Anzahl abnimmt.

56 Loops, Flares und Protuberanzen Feldlinien, die sich wild verdrehen und bewegen, führen auf ihren Linien Materie mit sich, die wieder zur Sonne zurückführen und somit Bögen bilden (sog. Loops, Flares). Materie die hinausgeschleudert wird, kann bis zu mehreren Millionen Grad heiß sein und sogar Gammastrahlen freisetzen (sog. Protuberanzen).

57 Granulation der Sonne Granulen sind zuständig für den Energietransport durch Konvektion. Im Mittel 1000 km groß Leben ca. 7 Minuten Bei längerer Beobachtung kann man erkennen, wie es auf der Sonnenoberfläche brodelt.

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59 Die Sonne rotiert differenziell

60 Poloidale Magnetfelder Anker am Pol

61 Magnetfelder werden verdreht - Twist

62 Magnetfelder steigen auf Sunspots

63 wie ein magnetische Feder

64 Plasma zeichnet Magnetfelder nach

65 Magnetfelder bilden Loops

66 haben unterschiedliche Polarität

67 Zu starke Verdrehung Abreissen

68 zu einer Explosion sog. Flare

69 Verdrillung sichtbar im Ausbruch

70 Koronaler Massenauswurf CME

71 Koronaler Massenauswurf SOHO

72 Koronaler Massenausbruch CME läuft mit grosser Geschw. Richtng Erde

73 Magnetfeldstruktur in Sonnenflecken

74 magnet. Flußröhre in Sonnenflecken

75 Model created to examine the magnetic field before a giant solar eruption. The orange lines show magnetic field lines. The grey line represents what's called a flux rope (Flußröhre), which built up the day before the event. Credit: NASA.

76 Eruptionen Sonnensturm

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79 Sonnensturm & Erdatmosphäre

80 Sonnensturm quetscht Erdatmosphäre

81 (Hintergrundbild)

82 Aurora über Lofoten / APOD

83 Aurora aus dem Weltraum betrachtet Quelle unbekannt welche Fehler?

84 Aurora Australis seen from ISS

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87 Entstehung Polarlichter treten dann auf, wenn der Sonnenwind, der in der Korona der Sonne entsteht, auf die Erde prallt Je stärker der Sonnenwind desto länger dauert die Polarlichterscheinung

88 Der Sonnenwind Auch solare Korpuskularstrahlung genannt Entsteht durch Eruptionen oder starke Aktivitäten auf der Sonnenoberfläche Hat eine Geschwindigkeit von etwa km/s Die Dichte beträgt ca Teilchen pro m³

89 Sonneneruptionen / AG Professor Fahr zum Größenvergleich ist die Erde eingezeichnet

90 Sonnenwind und Magnetfeld der Erde / AG Professor Fahr

91 Entstehung von Polarlichtern 1. Der Sonnenwind trifft auf die Erdatmosphäre 2. Die Sonnenwindteilchen (Elektronen und Protonen) kollidieren mit den Sauerstoff- und den Stickstoffatomen der Erdatmosphäre und es entsteht viel Energie 3. Diese Energie wird in Form von Licht abgegeben

92 Polarlichter treten hauptsächlich in den Polarregionen auf, da der Sonnenwind vom Magnetfeld der Erde entlang der Magnetfeldlinien zu den Polen gelenkt wird

93 Polarlicht, hervorgerufen durch eine Atomwaffenexplosion

94 Nordpolarlichter Jupiter / HST

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96 WW Sonnenwind Jupiter-MS²

97 Struktur in Jupiter in Aurora

98 Photograph courtesy NASA, ESA, J. Clarke (Boston University), and Z. Levay (STScI) Polarlicht am Saturn

99 Saturn mit ultraviolettem Polarlicht, aufgenommen im Oktober 1997 vom Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) des Weltraumteleskops Hubble aus einer Entfernung von 1,3 Milliarden Kilometer Polarlicht am Saturn

100 Häufigkeit der Polarlichter Helligkeit und Häufigkeit der Polarlichter hängt von der Stärke des Sonnenwindes ab Dieser ist wiederum von der Sonnenaktivität abhängig Die Häufigkeit von Polarlichtern schwankt also mit dem 11-jährigen Aktivitätszyklus der Sonne

101 Farben der Polarlichter Grünes Polarlicht entsteht, wenn Sauerstoffatome in 100 km Höhe angeregt werden Rotes Polarlicht entsteht durch Anregung von Sauerstoffatomen in etwa 200 km Höhe Angeregte Stickstoffatome erzeugen grünes oder violettes Licht

102 Grünes Polarlicht

103 Ulrike Haug /

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105 Polarlicht in den Nordwest Territorien in Kanada Encarta Weltatlas, Tony Stone Images / George Lepp

106 Zusammenfassung Sonneneinstrahlung (TSI) variiert dauernd durch Fleckenaktivität, seit 1978 durch Satellitendaten belegt: Flecken (Abdunklung) & Fackeln (hell). Nach neuesten Daten (SORCE/TIM) bringt der 11-Jahres-Zyklus eine Variation von 1,3 W/m². Rekonstruktion bis Maunder-Minimum nach heutiger Klimasensitivität eine Temperaturvariation von 0,2 C, gering im Vergleich zur Erwärmung von 0,8 C seit der Industrialisierung. Eiszeitzyklen auf Jahren durch Erdbahnschwankungen, Jahren durch Inklination. Sonnenaktivität durch magnetische Effekte.

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108 Orange you glad to see the Sun? Though very orangelike in appearance, a dopplergram image of the Sun measures millions of subtle motions on the Sun s surface that helps us learn about movement and structure inside the Sun. It takes supercomputers to handle the calculations.

109 Blue Bayou Sunset If one were to observe the Sun rising over a bayou or ocean in extreme ultraviolet light and apply a blue filter, it might look a little like this. The active Sun is peppered with magnetic field lines and active regions busily connecting and reconnecting over its surface. Yet, the subtle tones of blue suggest a watery fluidity nonetheless.

110 Credit: Barbara Thompson, NASA Sun Shades of Warhol This close-up of a solar eruption seemed to lend itself to a modernistic approach with color tables. The original image combined three wavelengths in extreme UV light.

111 Fire Breather An especially complex and large coronal mass ejection in January 2002 made even seasoned solar physicists gasp with awe. An instrument onboard the SOHO spacecraft observed the particles blasting into the corona. The plain blue disk blocks out the Sun and the area right around it. Areas of white indicate the greatest intensity of matter; the reds somewhat less; blues, even less. An extreme ultraviolet image of the Sun (blue) was superimposed on the foreground to give a sense of scale.

112 Stonehenge Sunrise Stonehenge in England is a mammoth stone and timber structure built 2700 years ago over hundreds of years. It is speculated that the builders oriented some of the structure to mark astronomical events like equinoxes. Hence, there is a kind of logical tie-in to the Sun.

113 Magnetic Loop Swirls A close up of an active region in extreme UV light reveals tangles of loops and coils of arcs. This static image of particles spinning along magnetic field lines conceals the fact that the dynamic region is in motion every second.

114 Fire Breather An especially complex and large coronal mass ejection in January 2002 made even seasoned solar physicists gasp with awe. An instrument onboard the SOHO spacecraft observed the particles blasting into the corona. The plain blue disk blocks out the Sun and the area right around it. Areas of white indicate the greatest intensity of matter; the reds somewhat less; blues, even less. An extreme ultraviolet image of the Sun (blue) was superimposed on the foreground to give a sense of scale.