Sonne und interplanetarer Raum

Sonne und interplanetarer Raum Übersicht: Die Sonne als magnetischer Stern Sonnenwind Interplanetares Medium Wellen im interplanetaren Medium 3-Dimensionale Heliosphäre Die aktive Sonne Flares und koronale Massenauswürfe Stossfreie Stosswelle zusätzliche Konzepte: Turbulenz und Wellen Stossfreie Stosswellen 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 1

Datenblatt Sonne 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 2

Die Sonne als magnetischer Stern Rekonstruiertes photosphärisches Magnetfeld für eine Carrington- Rotation (Carrington: mit der Sonne rotierendes Koordinatensystem; definiert über die Zeit, an dem der Nullpunkt des Systems die Erde-Sonne Linie kreuzt) www.stanford.edu/synoptic.html Magnetogramm als Momentaufnahme der Sonne; National Solar Observatory NSO www.nso.noao.edu/synoptic/ 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 3

Einschub: Magnetfeldmessung Zeeman-Effekt: Aufspaltung von Spektrallinien im Magnetfeld: Aufspaltung δλ gibt Feldstärke, Polarisation gibt Feldrichtung! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 4

Die Sonne als Fusionsreaktor Energieerzeugung im Kern der Sonne durch Fusion: 4 H He + E PPI-Zyklus: 10E10 Jahre Sekunden 10E6 Jahre Alternativ: PPII-Zyklus PPIII-Zyklus Zusätzlich zur Energie entstehen in allen Zyklen Neutrinos ν, diese jedoch mit unterschiedlichen Energien. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 5

Neutrinos und ihre Probleme Solares Neutrinoproblem : es werden weniger ν beobachtet als vom Standardsonnenmodell erwartet. Hypothesen: Beobachtungsproblem, Fehler Sonnenmodell, Neutrinovorstellung falsch? Neutrinos haben eine Masse und können zwischen verschiedenen Typen hin und her oszillieren. Chitre, 2003, in Antia et al., Lecture Notes in Phys 619, Springer 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 6

Solarzyklus I Indikator: Sonnenflecken. Dauer: im Mittel 11 Jahre (11 ist alles zwischen 7 und 18). Zahl der Flecken pro Zyklus und pro Maximum sehr variabel. http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/images/bfly.gif fleckenlose Zeiten: Maunder-Minimum, Dalton-Minimum. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 7

Solarzyklus II www.hao.ucar.edu/smi/smi_plate1.html Schmetterlingsdisagramm magnetischer Fluß, Polaritätsmuster auf beiden Hemisphären entgegen gesetzt, Polaritätsmuster kehrt sich von einem auf den anderen Solarzyklus um. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 8

Solarzyklus: Gesetze Beobachtungen: Spörer s Gesetz: Sonnenflecken treten zuerst in relativ hohen Breiten auf und bewegen sich dann in Richtung auf den Äquator. Während des Solarzyklus verschiebt sich die Breite des Auftretens von Flecken äquatorwärts. Hale s Polaritätsgesetz: Sonnenflecken treten in bipolaren Gruppen auf, in denen der führende Fleck die gleiche Polarität hat wie die Hemisphäre, in der er auf tritt. Die bipolaren Gruppen der beiden Hemisphären haben entgegen gesetzte Polarität und diese wechselt mit jedem neuen Solarzyklus. Joy s Gesetz: Der Neigungswinkel bipolarer Gruppen ist proportional zur Breite. Dynamo-Modelle müssen diese Gesetze berücksichtigen!!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 9

Solarzyklus und solarer Dynamo Sitz des Dynamos: Boden der Konvektionszone. Zutaten: differentielle Rotation Ω (rechts), α-effekt (stochastische Bewegung plus Coriolis verformt toroidales in poloidales Feld). Dissipation β-effekt (stochastische Bewegung verringert die Skalen des Feldes und damit die Zeitkonstante für Dissipation), wichtig für Umpolung! Antia, 2003, in Antia et al., Lecture Notes in Phys. 619, Springer 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 10

Emergenter Fluss: Sonnenflecken Anstiegsphase Solarzyklus: differentielle Rotation erzeugt toroidales Feld. Zunahme des magnetischen Flusses. Zunahme des magnetischen Drucks. magnetischer Auftrieb. Flußröhren durchbrechen Photosphäre: bipolare Fleckengruppe in Übereinstimmung mit Hale s Polaritätsgesetz, Umpolung (Abklingphase): α-effekt (gedrehte Flußröhren). Verschmelzung der äquatorwärtigen Flecken. polwärts Wanderung der polwärtigen Flecken. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 11

Solarer Dynamo: Details 1 Emergenter Fluß: Druckgleichgewicht wie beim Sonnenfleck: Umschreiben mit Gasgesetz liefert: als Ausdruck für den magnetischen Auftrieb. Parker sche Lösung: alle Größen sind mittlere Größen Kombination von Ohm schem und Ampere schem Gesetz (vgl. Reconnection): bzw. unter Verwendung der Korrelationsfunktion gibt die Dynamogleichung 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 12

Solarer Dynamo: Details 2 Übergang auf ein mit der Sonne rotierendes kartesisches Koordinantensystem: toroidales Feld soleonidales Feld Einsetzen in Dynamogleichung liefert Entwicklung toroidales Feld aus differentieller Rotation und Turbulenz mit G= v_y/ x als Scherung in v xz-komponente kann reduziert werden auf x-achse nach Westen, y-achse nach oben/außen, z-achse in Richtung zunehmender Breite mit der Lösung Entwicklung poloidales Feld aus α-effekt 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 13

Solarer Dynamo: Details 3 Starke differentielle Rotation reduziert Glg. fürs toroidale Feld auf die Gleichung für den αω-dynamo: Lösungsansatz: Wellenfunktion Einsetzen, Lösung der DGL, Beschränkung auf Realteil, liefert als Lsg Definition eines Dynamo-Parameters: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 14

Solarer Dynamo: Details 4 Dynamo-Wachstum für Nd 2, entsprechend R(ω) 0. Eigenmoden marginal stabiler (Nd=2) Dynamo mit αg>0 entsprechen einer sich polwärts ausbreitenden Welle. Für αg<0 ist und die marginal stabilen Lösungen entsprechen einer sich äquatorwärts ausbreitenden Welle 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 15

Stellare Dynamos Sonne: auf Grund großer Nähe können wir kleinskalige Aspekte solarer Aktivität (Flecken, Filamente, Flares) identifizieren. aber CaII Spektrallinie gibt allgemeineres Maß für magnetische Aktivität. andere Sterne (aus CaII-Linie abgeleitet): magnetische Aktivität wesentlich größer, Stellarzyklen teilweise deutlich kürzer als Solarzyklus, Ähnlichkeiten Solarzyklus: stochastische Variationen in Zykluslänge, Variationen im Niveau der magnetischen Aktivität von Zyklus zu Zyklus. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 16

Solarer Dynamo: Zusammenfassung der solare Dynamo kann verstanden werden aus dem Zusammenspiel von differentieller Rotation zur Erzeugung eines toroidalen aus einem poloidalen Magnetfeld, und turbulenter Bewegung mit systematischem Twist durch Coriolis-Kraft (α- Effekt) zur Erzeugung eines poloidalen aus einem toroidalen Magnetfeld. Turbulenz (β-effekt) wird ferner zur Dissipation des Feldes (Umpolung) benötigt. der magnetische Auftrieb kann das Auftreten der offensichtlichen Aspekte (bipolare Fleckengruppen, Wanderung der Flecken) erklären. Hauptproblem: Umpolung mit realistischen Parametern. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 17

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Sonnenwind und interplanetares Medium Die Korona setzt sich als Sonnenwind in das interplanetare Medium fort. Based on a sketch by S. Koutchmy http://www.hao.ucar.edu Das interplanetare Medium ist durch die Eigenschaften der Korona strukturiert: schneller Sonnenwind aus koronalen Löchern langsamer Sonnenwind vom Streamer Belt korotierende Wechselwirkungsgebiete wenn sich beide treffen koronale Magnetfeldstrukturen (Stromschicht, source surface) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 19

Einschub: Strahlungsgesetze Emission eines schwarzen Körpers wird beschrieben durch das Planck sche Strahlungsgesetz: Integration liefert den Gesamtstrahlungsstrom (Stefan-Boltzmann- Gesetz): Ableitung liefert Lage des Maximums (Wien sches Verschiebungsgesetz): 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 20

Koronale Emission Photosphäre: strahlt als schwarzer Körper mit T 5800 K Korona: Emmissionslinien (E-Korona): Spektrallinien hochgradig ionisierter Ionen (Ca XV, Fe XIV) Temperaturmessung. Kontinuumskorona (K-Korona): keine Emission! sichtbare Korona Streulicht der photosphärischen Emission Dichtemessung. linear polarisiert, da die Elektronen durch das koronale Magnetfeld ausgerichtet sind. Elektronen werden vom Magnetfeld geführt Dichteverteilung sagt etwas über die Struktur des koronalen Magnetfeld aus Fraunhofer-Korona (F-Korona): Streuung an Staubteilchen mit niedrigen Geschwindigkeiten, erstreckt sich bis in den interplanetaren Raum (Zodiakallicht) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 21

Korona Höhenstruktur solare Röntgenstrahlung ist thermische Strahlung. verschiedene Wellenlängen sehen verschiedene Temperaturbereiche/Höhen in der Korona. entsprechend sehen verschiedene Spektrallinien verschiedene Temperaturen/Höhen. Hα Fe IX/X Fe XII 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium http://sohowww.nascom.nasa.gov/ 22

http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://vestige.lmsal.com/trace/pod/tracepodoverview.html 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 23

18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 24 http://solar physics montana edu/mckenzie/images/the Solar Cycle XRay hi tiff

Korona im Solarzyklus Koronales Loch http://sohowww.nascom.nasa.gov/ 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 25

Source Surface Fiktive Trennung zwischen kleinskaligem koronalen und großskaligem ipl. Feld: alle Feldlinien stehen senkrecht auf der source surface. durch Bögen verbundene Magnetfeldstrukturen liegen größtenteils unterhalb der source surface. Polaritätsmuster der source surface wird im ipl. Raum beobachtet. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 26

Sektorstruktur und Source Surface Herleitung source surface aus Potentialtheorie. Polaritätsmuster der source surface wird in den ipl. Raum getragen. ipl. Magnetfeld zeigt Sektorstruktur. Schatten, 1969, Solar Physics 6, 442 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 27

Source Surface im Solarzyklus Neutrallinie nahezu parallel zum Äquator im Minimum. stark ausgelenkte Neutrallinie im Maximum. maximale Auslenkung beschrieben durch den Tilt-Winkel. Neutrallinie setzt sich als heliosphärische Stromschicht ins ipl. Medium fort. Tilt auch im ipl. Medium 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 28

Ballerina-Modell (Alfven) Neutrallinie geht über in heliosphärische Stromschicht (heliospheric current sheet). Welligkeit hängt ab von der Lage der Neutrallinie auf der source surface. Im Minimum Welligkeit durch Neigung des magnetischen Moments gegen die Drehachse bestimmt Abbildung nur sinnvoll für solares Minimum! Überexpansion der Feldlinien aus dem koronalen Loch fraglich 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 29

Heliosphärische Stromschicht Überlagerung von radialer Ausbreitung Sonnenwind Rotation der Sonne Heliosphärische Stromschicht liegt in einem durch den Tilt-Winkel bestimmten Trichter. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 30

Heliosphäre im Solarzyklus Stromschicht wichtig für: schnelle Teilchendrift (Spezialfall Gradientendrift) dynamische Phänomene (Feldlinienverschmelzung) bestimmt den Bereich, in dem ipl. Feld während der Rotation der Sonne seine Polarität wechseln kann. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 31

Das Interplanetare Medium Großräumige Struktur: radial abströmender Sonnenwind (Überschallströmung), eingefrorenes Magnetfeld, Stoßwelle beim Übergang zum interstellaren Medium Mesoskalige Struktur: korotierende Wechselwirkungsgebiete, merged interaction regions (MIR) Kleinskalige Struktur: Wellen oder Turbulenz Transiente Störungen, z.b. koronale Massenausstöße 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 32

Sonnenwind Elevation Überschallströmung Geschwindigkeit 250-800 km/s Azimuth Dichte wenige Teilchen/cm^3 Temperatur: Protonen 2x10E5 K Elektronen 1X10E5 K Thermische Geschwindigkeit Dichte Unterscheidung in schnellen und langsamen Sonnenwind Sonnenwindgeschwindigkeit 18.05.2005 Space Physics SS 2005 http://web.mit.edu/afs/athena/org/s/space/www/wind/wind_figures/wind_95may20.gif - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 33

Chapman s hydrostatische Korona Analogie Erdatmosphäre: statische Schichtung Variation von Dichte und Temperatur mit der Höhe mit Skalenhöhe Ho Konsequenz: Erde in der Korona (100 000 k)... the coronal gas surrounding the Earth may be expected to have a temperature of order of 100 000 K. This is... consistent with my main inference that the Earth is surrounded by a very hot coronal gas, which greatly distends our outer atmosphere and that heat must flow from it by conduction into our atmosphere. (Chapman, 1957) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 34

Parker s hydrodynamische Korona Problem: Schweife von Kometen Wärmetransport zusätzlich durch strömendes Gas einfachster Ansatz: Protonengas (auf Grund der großen Masse tragen die Protonen den Impuls) zusätzlich Trägheitsterm in der Bewegungsgleichung liefert im 1D Fall einer sphärisch symmetrischen Korona: Faktor 2 berücksichtigt, dass sowohl Elekronen als auch Protonen zum Druck beitragen 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 35

Parker s Korona II Umschreiben durch Verwendung der Kontinuitätsgleichung Lösungen mit kritischem Punkt rc (Übergang zur Überschallströmung) Lösungen: A Sonnenwind B Solar Breeze C gefangener Wind D immer supersonisch E kein solarer Ursprung F Solar Breeze 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 36

Konsequenz Sonnenwind kritischer Punkt bei 6 Sonnenradien Beschleunigung bis ca. 40 Sonnenradien (0.2 AU) quasi-konstant bis zu großen Abständen Abnahme der Energiedichte mit r² Übergang zum interstellaren Medium (termination shock?) beschreibt Eigenschaften des langsamen Sonnenwindes, setzt aber Ursprung auf offenen Feldlinien voraus!!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 37

Überexpansion Offene Feldlinien: - schneller Sonnenwind - direktes Entweichen Überexpansion: Sonnenwind von offenen Feldlinien im Streamer Belt expandiert stärker als Sonnenwind von offenen Feldlinien in hohen Breiten und füllt die Bereiche über geschlossenen Feldlinien (unter Mitnahme des Feldes!). Geschlossene Feldlinien: - langsamer Sonnenwind - kann hier was entweichen? 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 38

Dreidimensionale Heliosphäre Informationen über die 3D-Heliosphäre von Ulysses (elliptisches Orbit um die Sonne bis zur Jupiterbahn, Inklination 80 ) Pioneer & Voyager (bis 18, auf der Suche nach dem Termination Shock) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 39

Sonnenwind in 3D in Hohen Breiten ausschließlich schneller Sonnenwind in niedrigen Breiten (Streamer Belt) Wechsel von schnellem und langsamem Sonnenwind korotierende Wechselwirkungsgebiete Zusammensetzung: Ionen eher wie aus der Chromosphäre als aus der Korona! McComas et al., 1998, J. Geophys. Res. 103 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 40

Problem: Heizung der Korona Problem: Chromosphäre ca. 5000-10000K, Übergangsregion 10 000 800 000 K, Korona 1 Mio K Heizung: http://vestige.lmsal.com/trace/pod/tracepodoverview.html magneto-akustische Wellen (Landau-Dämpfung); begründet durch nicht-thermische Linienverbreiterung als Indikator für Turbulenz Impulsive Energiefreisetzung (Feldlinienverschmelzung): konzeptuell: Bewegung der Konvektionszellen führt zu Feldkonfigurationen, die für Reconnection geeignet sind. Beobachtungen: X-ray bright points neuere Beobachtungen: points are colliding and merging loops (TRACE) Nano-Flares 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 41

Feldlinienverschmelzung in der Korona Annahme: Scherströmung zwischen zwei magnetischen Arkaden Oben: Magnetfeld in der Nähe des X- Punktes Unten: Dichte in der Korona http://solartheory.nrl.navy.mil/solartheory/chromo.html 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 42

Interplanetares Magnetfeld I eingefrorenes Feld: Energiedichte Feld klein gegen die des Plasmas (oberhalb source surface), hohe Leitfähigkeit. Herleitung über Definition Archimedische Spirale: Spirallänge: mit tanψ=ωr/u. Archimedische Spirale: Kurve die bei der Bewegung eines Punktes mit konstanter Geschwindigkeit v auf einem Strahl entsteht, der mit konstanter Winkelgeschwindigkeit rotiert. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 43

Interplanetares Magnetfeld II Gauß sches Gesetz für Magnetfeld in Äquatorebene (Kugelkoordinaten): Bedingung für eingefrorene Felder: Mit ro als source surface: Azimuthale und radiale Komponenten: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 44

Stromschicht Ampere sches Gesetz: zur aufrecht Erhaltung dieser Magnetfeldkonfiguration muss in der Äaqutorebene ein Strom fließen mit: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 45

Korotierende Wechselwirkungsgebiete Ursachen: benachbarte Ursprungsgebiete schnellen und langsamen SoWis (langsam westlich schnell) IMF-Spirale des langsamen Stroms stärker gekrümmt als die des schnellen Wechselwirkung z.b. Kompression (erhöhte Dichte) vor dem schnellen Strom (vgl. 33), Ausbildung von Stoßwellen. Korotierend, da Struktur mit der Sonne rotiert und in mehreren auf einander folgenden Rotationen beobachtet werden kann. Bevorzugt im Minimum, da im Maximum transiente Störungen und komplexe HCS Ausbildung von CIRs erschweren. Schwenn, 1991, in Physics of the inner heliosphere, Springer 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 46

Fluktuationen im ipl. Medium großskalige Variationen (Sonnenwindströme) kleinskalige Fluktuationen (Wellen oder Turbulenz) ruhige und turbulente Zeiträume Intermittenz (schneller Wechsel zwischen ruhig und turbulent) Fluktuationen im Magnetfeld in Richtung und Betrag begleitende Fluktuationen in Sonnenwindparametern 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 47

Leistungsdichtespektrum formale Beschreibung: Bereiche im Spektrum: großskalig: Rotation, Sonnenwindströme mesoskalig: Flußröhren, Supergranulation Inertial Bereich: Alfven-Wellen Dissipationsbereich Interialbereich wichtig für Streuung energiereicher Teilchen Denskat et al., 1983, J. Geophys Res., 87, 2215 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 48

Alfvenizität Interpretationsproblem: 1-Punkt-Messung von δs in räumlich und zeitlich variablem bewegten Medium Wellen? Turbulenz? Alfvenizität in Anlehnung an die Alfven-Welle: Bruno et al., 1985, J. Geophys. Res. 90, 4373 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 49

Zusammenfassung ipl. Medium Großräumige Struktur durch: Magnetfeld auf der source surface (Polarität, Tilt-Winkel), Magnetfeld in der Korona (offene oder geschlossene Bereiche), Sonnenwindtyp (schnell oder langsam). Grundkonzept: eingefrorenes Magnetfeld. Wechselwirkung verschiedener Sonnenwindströme. Fundamentale Probleme: Heizung der Korona. Ursprung des Sonnenwindes. Interpretation von Fluktuationen, da nur 1-Punkt-Messung. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 50

Flares und koronale Massenausstöße solare Aktivität Flares elektromagnetische Strahlung über einen weiten Frequenzbereich energiereiche Teilchen ( nächstes Kapitel) koronale Massenausstöße Plasmawolken magnetische Wolken stoßfreie Stoßwellen energiereiche Teilchen Erklärung: Umstrukturierung des Magnetfeldes Freisetzung magnetischer Energie (Feldlinienverschmelzung) Heizen Beschleunigung Plasma Stoßwellen Henne-Ei Problem (Solar Flare Myth) irrelevant 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 51

Flares Übersicht elmag Strahlung Flare klassisch nur als elektromagnetische Strahlung definiert! Einteilung in Phasen gemäß zeitlichem Verlauf: Precursor: wenige Minuten, Aufhellung in soft X- rays und Hα, Erwärmung Flaregebiet; impulsive Phase: schnelle Energieumsetzung, insbesondere auch harte elektromagnetische Strahlung, einige Minuten; graduale Phase: bis zu einigen Stunden, Emission weicherer elektromagnetischer Strahlung dauert an. nur in ganz großen Flares alle drei Phasen! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 52

Weiche Röntgenstrahlung Hauptanteil der vom Flare emittierten elektromagnetischen Strahlung. Wellenlängenbereich von 0.1 bis 10 nm. Yohkoh Soft X-rays Thermische Emission eines Plasmas von ca. 1E7 K, schneller Einsatz entsteht durch abrupte Erwärmung des Flaregebiets auf 5E7 K. Hauptsächlich Kontinuumsemission, auch Linien von hochgradig ionisiertem O, Ca und Fe vorhanden. Obiges gilt im wesentlichen auch für Hα. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 53

Harte Röntgenstrahlung Photonen mit Energien im Bereich von einigen 10 bis einigen 100 kev. Entstehen als Bremsstrahlung von Elektronen mit entsprechend höheren Energien. Nur ca. 1E-5 der Elektronenenergie wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Im Gegensatz zur weichen Röntgenstrahlung zeigt die harte Röntgenstrahlung nicht die Erwärmung des Flaregebiets sondern die Existenz energiereicher Elektronen an! In impulsiver Phase Elementarbursts (fragmentierte Energiefreisetzung). 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 54

Mikrowellenemission Wird von der gleichen Elektronenpopulation erzeugt, die auch die harte Röntgenstrahlung erzeugt (Ähnlichkeit der Zeitprofile). Gyro-Synchrotonsstrahlung von Elektronen mit Energien von einigen 10 bis zu einigen 100 kev. Emittierte Frequenz 10 bis 100faches der Gyrationsfrequenz, in Abhängigkeit von der Höhe (Problem: feste Frequenz wird je nach Höhe der Entstehung von Elektronen unterschiedlicher Energie erzeugt). In der impulsiven Phase Elementarbursts sichtbar (fragmentierte Energiefreisetzung). 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 55

γ-strahlung Hinweis auf energiereiche Teilchen! Kontinuum durch Bremsstrahlung relativistischer Elektronen und Doppler-Verbreiterung eng benachbarter γ-linien. Oberhalb 25 MeV Kontinuum durch Pionen-Zerfall. Linienspektrum im Bereich 4 bis 7 MeV durch Kernstrahlung angeregter CNO-Kerne (einfallende Teilchen haben Energien oberhalb 25 MeV). Das Linienspektrum erlaubt auch eine Diagnose der Zusammensetzung der energiereichen Teilchen! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 56

Radioemission Radioemission entsteht durch Langmuir-Oszillationen, die von den durch das Plasma strömenden Elektronen angeregt werden. Klassifikation in Bursts: Typ I: Kontinuum, Untergrundstrahlung, im Flare erhöht. Typ II: langsam driftender Radioburst, häufig herrigbone structure (Typ III Bursts zweigen wie Gräten ab), Anzeichen für Shock. Typ III: schnell driftender Burst, abströmende Elektronen mit c/3; Spezialfall U-Burst: Elektronen in einem Loop gefangen. Typ IV: Kontinuum hinter Typ II, durch Gyrosynchrotronstrahlung, nichtdriftende Anteile durch geafngene Elektronen. Typ V: Kontinuum wir Typ IV aber folgt auf Typ III. Metrische Bursts auf der Sonne, kilometrische im interplanetaren Raum. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 57

Elmags im Raum Feldlinienverschmelzung im Magnetfeldbogen führt zu Erwärmung (soft X-rays, Hα) Energiereichen Teilchen Letztere erzeugen Radioemission (Spitze und Fusspunkte des Bogens, Frequenzdrift in Abhängigkeit von der Dichte) Harte Röntgenstrahlung Thin target im Bogen Thick target an den Fusspunkten Gammas (an den Fusspunkten) Walker, 1988, Solar Phys. 118, 209 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 58

Solar Quakes Magneto-akustische Welle, Analogie Erdbebenwelle, Wasserwelle um Stein. Beschleunigung von 10 km/s auf 115 km/s. Energiegehalt ca. 4 Größenordnungen über 1906 San Francisco Beben http://pwg.gsfc.nasa.gov/istp/outreach/images/solar/events/squake.jpg 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 59

Moreton-Wellen http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/ chromosphärische Welle um fast-mode MHD Shocks Ausbreitungsgeschwindigkeit ca. 1000 km/s 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 60

Flares - Klassen Achtung: nicht Phasen und Klassen eines Flares verwechseln! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 61

Probleme Klassifikationsschema Klassifikation phänomenologisch (räumliche und zeitliche Struktur in weicher Röntgenstrahlung): Klassifikationsschema ändert sich, wenn die Instrumente besser werden; Klassifikation muss keine physikalische Bedeutung haben; zwei physikalisch unterschiedliche Klassen müssen sich nicht zwingend auf eine bi-modale Verteilung abbilden lassen; Klassen als Endpunkte eines Kontinuums?. Klassifikationsschema nicht eindeutig (was in soft X-rays gradual ist kann in hard X-rays impulsiv sein) Klassifikationsschemata helfen, Ordnung zu schaffen sie sind aber nicht heilig sondern nur Hilfsmittel!! Verwandtes Problem: was ist ein großes Ereignis? 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 62

Koronale Massenausstöße (CMEs) Häufigkeit variiert mit dem Solarzyklus Geschwindigkeiten von <10 km/s bis >2000 km/s CMEs können konstante Geschwindigkeiten haben, beschleunigen oder dezelerieren. Masse: 2E14 bis 4E16 g Energie: 1E22 bis 6E24 J http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 63

Koronale Massenausstöße II Geometrie immer nur scheinbar, da Projektion auf eine Ebene: Halo-CMEs blicken wir senkrecht auf das Filament oder entlang des Filaments? Geometrien nicht zwingend Loop, es gibt auch spikes, fans, streamer blow outs u.v.a.m. Breitenverteilung: Minimum innerhalb ± 10 um Äq. Maximum innerhalb ± 30 um Äq. Weite: von <20 bis >60 mit Median bei 42 und Maximum >120 http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 64

Koronale Massenausstöße III Beispiel Bastille-Day Event Halo-CME Rauschen durch das Eintreffen der energiereichen Teilchen http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 65

Disconnection Event Beispiel für CME mit anderer Form als Loop. Beispiel für globale Instabilität (am Westrand entsteht neuer magnetischer Fluß, am Ostrand löst sich Plasma) sympathisierende CMEs. möglicherweise Beitrag zum Sonnenwind aus dem Streamer Belt. im interplanetaren Medium teilweise als Blobs relativ dichten Plasmas nachzuweisen. McComas et al., 1991, Geophys. Res. Lett. 18, 73 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 66

Besondere Flares/CMEs sympathisierende Flares: große Flares können in ihrer näheren Umgebung oder sogar an ganz anderen Stellen auf der Sonne andere Flares auslösen (Trigger, bestehende Instabilitäten). sympathisierende CMEs: entsprechend, vgl. Disconnection Event. Homologe Flares: ereignen sich wiederholt im gleichen Gebiet mit sehr ähnlichen räumlichen und zeitlichen Strukturen (es wird zwar magnetische Energie frei gesetzt, aber die großräumige Feldkonfiguration bleibt dabei unverändert Aktivierung eines Filaments). 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 67

CMEs und Stoßwellen? CMEs können Geschwindigkeiten > Signalgeschwindigkeit des Mediums haben. Konsequenz: es können sich Stoßwellen vor einer CME ausbilden. Ca. 1/3 der CMEs schnell genug, um eine Stoßwelle zu treiben. Hinter allen ipl. Shocks findet man Hinweise darauf, dass sie von einer CME getrieben werden/wurden (vgl. magnetische Wolke). Bougeret, 1985, in Collisionless shocks in the heliosphere: reviews of current research, eds. B.T. Tsurutani & G. Stone, AGU Mono 35 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 68

Feldkonfigurationen im Filament CME ist herausgeschleudertes Filament. Neutralpunkt: Feldlinienverschmelzung!!!! Ablösung erfordert: Lösen der verankernden Feldlinien, Energiezufuhr wäre alleine zum Halten des Filaments erforderlich, Energiezufuhr zum Ausstoß. Feldkonfigurationen: normal (Kippenhahn-Schlüter), invers (Raadu-Kuperus). normale Konfiguration inverse Konfiguration 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 69

3D-Reconnection unter Filament Helikales Magnetfeld: umgibt das Filament, als Teil der magnetischen Wolke im ipl. Medium nachweisbar? Vrsnak, 2003, in Klein, Lecture Notes in Phys. 612, Springer Post-Flare Loops: in der gradualen Phase im Hα beobachtete leuchtende Bögen 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 70

Modell gradualer Flare magnetische Instabilität führt zur Feldlinienverschmelzung. Energiefreisetzung führt zu Lösung und Beschleunigung des Filaments CME. Beschleunigung energiereicher Teilchen energiereiche Teilchen im ipl. Raum und harte Elmags im Flare. Solar Flare Myth: reine akademische Diskussion über Ursache und Wirkung: ist der Flare Nebenprodukt der CME oder umgekehrt? Nebenbedeutung: für terrestrische Konsequenzen ist CME/Shock wichtiger. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 71

Modell eines impulsiven Flares Feldlinienverschmelzung innerhalb eines geschlossenen Bogens. Energiereiche Teilchen erzeugen Elmags. keine Feldumstrukturierung. Keine energiereichen Teilchen auf offenen Feldlinien, aber: Teilchen erzeugen Wellen, die sich senkrecht zum Feld ausbreiten können und auf offenen Feldlinien Teilchen mit besonderer Zusammensetzung erzeugen (selective heating). 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 72

Selective Heating Erklärung von Zusammensetzungsanomalien: Anreicherung schwerer Kerne gegenüber Korona Ionisationszustände (entsprechend hohen Temperaturen) Entweichende Teilchen werden nicht im Flare sondern auf benachbarten offenen Feldlinien erzeugt: im Loop beschleunigte Teilchen erzeugen schräg zum Feld laufende elektromagnetische Ionen-Zyklotronwellen (EMICS), werden außerhalb der Loops absorbiert und beschleunigen dabei Teilchen (seltene Teilchen, da Wellen, die mit häufigen Teilchen wechselwirken, bereits im Loop absorbiert werden), Wellen kaskadieren in großamplitudige langwellige Alfven-Wellen, Beschleunigung in Reihenfolge: Fe Si, Mg, Ne O, C He H. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 73

Magnetische Wolken: CMEs im Raum Bereich, in dem sich Plasma und Feld von der Umgebung unterscheiden: Abnahme der Magnetfeldstärke innerhalb der Wolke, Rotation des Feldvektors, insbesondere in der Elevation, Abnahme in Plasma-Dichte, Plasma-Temperatur, Plasma-Geschwindigkeit, und damit im Plasma-β. Bi-direktionale Strömung von suprathermischen Elektronen entlang der Achse der Wolke. Interpretation: magnetisches Flux Rope mit helikaler Struktur Burlaga, 1990, in Physics of the inner heliosphere, Springer 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 74

Magnetische Wolke anschaulich Fragen: ist die Wolke weiterhin mit der Sonne verbunden? welcher Struktur bei einer CME entspricht die Wolke? Burlaga, 1990, in Physics of the inner heliosphere, Springer die Polarität der Wolke entspricht der des Filaments, aus dem sie hervor ging. magnetische Wolken können eine Stoßwelle treiben. Stoßwellen im ipl. Raum werden stets mit einer Wolke beobachtet. magnetische Wolken können beim Auftreffen auf die Magnetosphäre geomagnetische Störungen und Polarlichter hervor rufen (Polaritätsmuster der Wolke ist wichtig!) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 75

CMEs und Stoßwellen im ipl. Raum I abrupte Veränderung von Plasma- und Feldparametern: Plasmadichte Plasmageschwindigkeit Plasmatemperatur Magnetfeldstärke rückwärtige Stoßwelle (reverse shock) bei Rückkehr zu ungestörtem Sonnenwind 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 76

CMEs und Stoßwellen im ipl. Raum II Eigenschaften Stoßwellen Kompressionsverhältnis 1...8, 2, magnetische Kompression 1...7, 1.9, Geschwindigkeit 300...2000 km/s, 600 km/s, Alfvenische-Mach-Zahl 1...13, 1.7, Winkelausdehnung einige 10...>180. Schnelle Stoßwellen sind bereits in der Korona schnell und dezelerieren, idr mit starken Flares verknüpft. Unterschiedliche Moden der Energiefreisetzung! Langsame Stoßwellen sind in der Korona langsam und beschleunigen teilweise noch, mit verschwindenden Filamenten oder schwachen Flares verknüpft. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 77

Zusammenfassung solare Aktivität einfaches Zählkriterium : Sonnenfleckenzahl. Physikalisch wichtiger: Magnetfeldkonfigurationen global (Dynamo) und lokal (Aktivität). Energiefreisetzung durch Feldlinienverschmelzung: Auswurf magnetischen Flusses (wichtig für Umpolung des Dynamos), Flares, Stoßwellen, energiereiche Teilchen und koronale Massenausstöße als Folgen auf der Sonne, energiereiche Teilchen, magnetische Wolken und Stoßwellen als Folgen im ipl. Raum. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 78

Stoßfreie Stoßwellen Stoßwelle: Diskontinuität, die zwei Bereiche in einem kontinuierlichen Medium trennt. Bewegung schneller als mit Signalgeschwindigkeit des Mediums. Nur die Relativgeschwindigkeit ist entscheidend: standing und traveling Shocks sind identisch. Stoßfreie Stoßwelle: konventionelle hydrodynamische Stoßwelle: Impulsübertrag und damit auch Informationsausbreitung erfolgt durch Stöße zwischen den Molekülen (Schallgeschwindigkeit als Signalgeschwindigkeit) stoßfreie Stoßwelle: die Dichten sind so gering, dass Teilchen nicht stoßen. Impulsübertrag statt dessen durch das durch das Magnetfeld vermittelte kollektive Verhalten des Plasmas. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 79

Defintion einer Stoßwelle Die Störung breitet sich mit einer Geschwindigkeit größer als die Signalgeschwindigkeit aus. hydrodynamisch: Schallgeschwindigkeit, magnetohydrodynamisch: Alfven-Geschwindigkeit oder magnetosonische Geschwindigkeit. Die Eigenschaften des Mediums ändern sich abrupt an der Stoßwelle: hydrodynamisch: Druck und Dichte, magnetohydrodynamisch: Magnetfeld und Dichte. Hinter der Stoßwelle muss ein Übergang zum ungestörten Medium erfolgen: hydrodynamisch: Abnahme von Druck und Dichte, magnetohydrodynamisch: Abnahme von Magnetfeld und Dichte. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 80

Anmerkungen Stoßwelle Shock: nicht-lineare Welle dauerhafter Form (Soliton), die sich schneller als mit Signalgeschwindigkeit ausbreitet das Medium erhält keine Information (Vorwarnung) über die sich nähernde Störung Signalgeschwindigkeit des Mediums bestimmt Informationshorizont, Stoßwelle außerhalb des Informationshorizonts! Entstehung Stoßwelle erklärbar aus folgenden Fragen: kann Information sich schneller als mit der Signalgeschwindigkeit ausbreiten? wie breitet sich Schall von einer Störung aus, die sich schneller als mit der Schallgeschwindigkeit bewegt (Mach scher Kegel)? welche Besonderheiten haben groß-amplitudige Störungen (blast wave) gegenüber klein-amplitudigen? 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 81

Bezugssystem (gasdynamisch) Ruhesystem der Stoßwelle. Stromaufwärtiges Medium: supersonisches Medium strömt auf Stoßwelle zu, keine Information über Stoßwelle vorhanden, geringe Entropie. Stoßfront: irreversible Prozesse, Kompression des Gases, Änderung der Geschwindigkeit, Erhaltungssätze (Rankine-Hugoniot-Gleichungen). Definition einer Mach-Zahl MA: Strömungsgeschwindigkeit im Upstream- Medium zu Schallgeschwindigkeit Stromabwärtiges Medium: subsonisches Medium strömt von Stoßwelle weg, hohe Entropie. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 82

Erhaltungsgrößen (gasdynamisch) Rankine-Hugoniot-Gleichungen für gas-dynamischen Shock Definition [X]: Differenz der Größe X im stromaufwärtigen und im strmabwärtigen Medium: [X] = Xu - Xd Anwendungsbeispiel: Shockgeschwindigkeit: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 83

Bezugssysteme (MHD) Ruhesystem der Stoßwelle: normal incidence frame (links): stromaufwärtiges Plasma strömt Shock de Hoffmann-Teller frame (rechts): Plasma auf beiden Seiten B elektrisches Induktionsfeld uxb verschwindet! Unterschied gasdynamischer Shock: Magnetfeld B senkrecht auf Stoßfront: entspricht gas-dynamischem Shock B in Winkel zur Stoßfront: B wird von der Shocknormalen weg gebrochen (für schnelle Stoßwellen; Normalfall). Quasi-senkrechte und quasi-parallele Shocks. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 84

Erhaltungsgrößen (MHD) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 85

Diskontinuitäten Rankine-Hugoniot beschreiben allgemeine Erhaltungsgrößen an Diskontinuitäten. Die Stoßwelle ist nur eine mögliche Lösung! Tangentialdiskontinuität TD: vollständige Separation beider Plasmen, alle Größen variieren beliebig, der statische Druck bleibt konstant: [p+b^2/2µ] = 0. Rotationsdiskontinuität RD: Richtungs- aber nicht Betragsänderung in Feld und Plasma, Druckbilanz gemäß Glg (7), Transport magnetischer Signale über Grenzflächen. Kontaktdiskontinuität: keine Plasmaströmung über die Diskontinuität, [X] in anderen Größen beliebig, Normalkomponente von B koppelt beide Seiten, daher Tangentialgeschwindigkeiten gleich. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 86

Langsame und schnelle Stoßwellen Stoßwelle: v > Signalgeschwindigkeit. Was ist die Signalgeschwindigkeit in einem Plasma? Kandidaten: Alfven-Geschwindigkeit? langsame und schnelle magnetosonische Wellen? schnelle Stoßwelle Normalfall langsame Stoßwellen in der Korona? Ordnung über Machzahlen: Alfven-Machzahl, sonische Machzahl, langsame Machzahl, schnelle Machzahl. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 87

Koplanarität Annahme: Shocknormale und Magnetfeld liegen im stromaufund stromabwärtigen Bereich in einer Ebene (oben verwendet): Herleitung aus Rankine Hugoniot: Impulsbilanz tangential Umformen: [u_n] 0 stromaufwärtige und stromabwärtige Tangengialkomponenten von B sind parallel. Strömung über Stoßfront hat 2D-Geometrie!!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 88

Shockgeschwindigkeit Anwendung Koplanaritätstheorem: Bestimmung der Shocknormalen wichtig zum Verständnis von Shockformation, wichtig für Teilchenbeschleunigung. Anwendung: Bestimmung der Geschwindigkeit der Stoßwelle: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 89

Zusammenfassung Stoßwellen Diskontinuität, die sich mit Geschwindigkeit größer als Signalgeschwindigkeit ausbreitet (Informationshorizont). Abrupter Sprung der Eigenschaften von Plasma und Feld. Bezugssystem: Ruhesystem der Stoßwelle. Erhaltungssätze beschrieben durch Rankine-Hugoniot. Rankine-Hugoniot gilt allgemein, liefert zusätzlich Diskontinuitäten. Definition verschiedener Machzahlen und Stoßwellen je nach betrachteter Signalgeschwindigkeit. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 90

AKüFi und Sprachverirrung CIR: Corotating Interaction Region CME: coronal mass ejection collisionless shock elementary flare burst EMICS: electromagnetic ion-cyclotron waves LMIR: local merged interaction region MIR: merged interaction region shock upstream korotierendes Wechselwirkungsgebiet koronaler Massenausstoß stoßfreie Stoßwelle Elementarburst Stoßwelle stromaufwärtig (bei einer Stoßwelle) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 91