KIS Dreijahresbericht 2003-2005 - Kiepenheuer

Transcription

KIEPENHEUER-INSTITUT
FÜR SONNENPHYSIK
2003 - 2005
Titelbild
Front cover
Modell laminarer Konvektion
Model of laminar convection
Dopplerkarte der Granulation
Doppler map of granulation
(S. Brun, M. Roth)
(K. Mikurda, W. Schmidt)
Polarisation eines Sonnenflecks Modell der Sonnenkorona
Polarization of a sunspot
Model of solar corona
(C. Beck, R. Schlichenmaier)
(H. Peter)
Hintergrund: Bild der Chromosphäre, aufgenommen durch ein
Lyot-Filter bei einer Wellenlänge von 393.3 nm (CaII K)
Background: Image of the chromosphere observed with a Lyot filter at a wavelength of 393.3 nm (Ca IIK)
(F. Wöger, S. Wedemeyer-Böhm)
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Stiftung des öffentlichen Rechts des Landes
Baden-Württemberg
Schöneckstraße 6
79104 Freiburg
Tel: +49-(0)761-3198-0
Fax: +49-(0)761-3198-111
E-mail: [email protected]
URL: www.kis.uni-freiburg.de
ISSN: 1612 - 6130
Editors:
O. von der Lühe, W. Schmidt
Section editors:
J. Bruls
H. Peter
M. Roth
R. Schlichenmaier
O. Steiner
S. Wedemeyer-Böhm
KIEPENHEUER-INSTITUT
FÜR SONNENPHYSIK
2003 - 2005
Mitglied der Wissenschaftsgemeinschaft Gottfried Wilhelm Leibniz
Internationales Mitglied der Association of Universities for Research in Astronomy (AURA)
1
Stiftungsrat
Foundation Council
Dr. Claus Fröhlich, Davos
RD Dr. Jan Grapentin, Bundesministerium für Bildung und Forschung, Bonn
Prof. Dr. Dr. h.c. mult. Wolfgang Jäger, Rektor der Universität Freiburg
Ministerialdirigent Dr. Heribert Knorr, Ministerium für Wissenschaft, Forschung
und Kunst Baden-Württemberg, Stuttgart (Vorsitzender)
Konstanze Pistor, Ministerium für Wissenschaft, Forschung und Kultur des Landes Brandenburg
PD Dr. Wolfgang Schmidt, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg
Wissenschaftlicher Beirat
Scientific Advisory Committee
Prof. Dr. Mats Carlsson, Oslo
Dr. Claus Fröhlich, Davos (chair)
Prof. Dr. Thomas Henning, Heidelberg
Prof. Dr. Michael Kühne, Braunschweig
Prof. Dr. Fernando Moreno Insertis, La Laguna
Prof. Dr. Hanns Ruder, Tübingen
Prof. Dr. Klaus Strassmeier, Potsdam
Vorstand
Board
Prof. Dr. Oskar von der Lühe
Prof. Dr. Michael Stix (bis 31.8. 2004)
2
Vorwort
Preface
Dieser Bericht ist die zweite umfassende Darstellung der wissenschaftlichen Arbeit der 2002 gegründeten Stiftung KiepenheuerInstitut für Sonnenphysik. Wie der erste richtet er sich an die Führungsgremien des Instituts, an die Partner aus Wissenschaft und
Industrie und an alle, die sich für die Arbeit des Institutes interessieren. Der Berichtszeitraum umfasst wiederum zwei Jahre von
Mitte 2003 bis Mitte 2005. Wie bisher ergänzt er den jährlichen
Bericht des Instituts in den Mitteilungen der Astronomischen Gesellschaft um eine ausführlichere Darstellung der wissenschaftlichen Ergebnisse und der Projektarbeit.
This document is the second comprehensive report about the scientific work at the Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik. Like
the first one, it is directed at its governing bodies, at its scientific
and economic partners, and at all those who are interested in the
institute’s work and progress. The report covers the two-year period from mid 2003 to mid 2005. It supplements the report issued
annually in the Mitteilungen der Astronomischen Gesellschaft by
a comprehensive account of the scientific results and the progress made in the development of instrumental projects during the
last two years.
Wichtige, für die Zukunft des Instituts entscheidende Entwicklungen fanden in den vergangenen zwei Jahren statt. Die Entscheidung, die Stelle des zweiten Vorstandsmitglieds als Stiftungsprofessur für Theoretische Astrophysik an der Albert-Ludwigs-Universität auszugestalten, stärkt die theoretische Abteilung des Kiepenheuer-Instituts und festigt seine Verbindung mit der Universität. Nicht zuletzt deswegen wird ein wichtiger Aspekt unserer
theoretischen Arbeiten – die numerischen Simulationen physikalischer Prozesse auf der Sonne und auf Sternen – als eigener Beitrag in diesem Bericht herausgestellt. Er beleuchtet eindrucksvoll das Wirken des bisherigen Leiters der Theoretischen Abteilung, Prof. Michael Stix, welcher vergangenes Jahr in den Ruhestand ging und welchem ich an dieser Stelle für seine Arbeit sehr
herzlich danken möchte.
The evolution during the past two years has been decisive for the
future of the institute. The decision to combine the vacant position of the second member of the institute’s board with a sponsored professorship for theoretical astrophysics strengthens both
the theoretical department of the institute and its links with the
Albert-Ludwigs-Universität Freiburg. This has not been the only
reason to put an emphasis on an important aspect of the institute’s work into this report – a special feature on numerical simulation of physical processes in the Sun and in stars. The feature
also shines a light on the impressive accomplishments of Prof. Michael Stix who retired last year. I would like to take this opportunity to express my sincerest gratitude for his impressive contribution to the institute and to the community.
There has also been a substantial progress of the institute’s large
instrument development projects in the past two years. The new
solar telescope GREGOR is nearing completion. The development of
Sunrise moves ahead. Therefore, the institute heads on towards
new challenges which will shape its future in the next decade:
ATST and Solar Orbiter. The 4m aperture Advanced Technology Solar Telescope will enable new insights in magneto-hydrodynamical
processes which are fundamental not only to the Sun, but also to
the cosmos as a whole. Solar Orbiter will provide a vantage point
to observe the Sun close-by. The institute will participate in these
two international projects and has already started with preliminary activites. These endeavours raise the international visibility
of the Kiepenheuer-Institut, which has just been appointed international affiliate member of the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) as the first German institution.
Die großen instrumentellen Projekte des Kiepenheuer-Instituts
haben in den vergangenen zwei Jahren erhebliche Fortschritte
gemacht. Das neue Sonnenteleskop GREGOR nähert sich seiner Fertigstellung. Die Entwicklung des Ballonteleskops Sunrise schreitet
voran. Deswegen fasst das Institut neue Herausforderungen ins
Auge, welche die experimentelle Arbeit im nächsten Jahrzehnt beherrschen werden: ATST und Solar Orbiter. Das Advanced Technology Solar Telescope wird mit einer Öffnung von vier Metern fundamentale Erkenntnisse über magnetohydrodynamische Prozesse
nicht nur in der Sonnenatmosphäre, sondern auch im Kosmos ermöglichen; Solar Orbiter wird die Sonne aus größter Nähe beobachten. An beiden internationalen Projekten will sich das Institut beteiligen, die Vorarbeiten dazu sind bereits begonnen worden. Dadurch steigt nicht zuletzt immer mehr das internationale Gewicht, wie es sich in der Aufnahme des KIS als international affilliate member der Association of Universities for Research
in Astronomy (AURA, USA) – als bislang einziges deutsches Institut – zeigt.
There is a new section with an overview of the work in the research foci of the Research Plan which also puts the list of publications in the annex into context. An ever increasing portion of
this report, however, is devoted to short reports on recent scientific results and project developments which display the institute’s strength and vigour. I would like to thank the staff of
the Kiepenheuer-Institut for their dedication and skill which has
made it possible to put this report together.
Ein Abschnitt mit einer Übersicht der Arbeiten zu den im For–
schungsplan dargestellten Schwerpunkten ist in diesem Bericht
neu hinzugekommen, hier wird auch der Kontext zu den Publikationen im Anhang hergestellt. Einen detaillierten Blick auf wichtige Ergebnisse des Berichtzeitraums ermöglichen die Kurzberichte aus der Forschungs- und Projektarbeit der Mitarbeiter, welche
im Vergleich zum vorherigen Bericht deutlich zugenommen haben. Ich darf noch einmal allen, deren Sachverstand und Einsatz
das Zustandekommen dieses Berichts ermöglichten, sehr herzlich
danken.
Freiburg, im Juli 2005
Oskar von der Lühe, Direktor
3
Inhalt
Contents
Vorwort
Preface
3
Situation des Kiepenheuer-Instituts
About the Kiepenheuer-Institut
6
Wissenschaftliche Arbeit
Progress in Research
Lehre und Ausbildung
Teaching and Education
Öffentlichkeitsarbeit
Public Outreach
Computer-Simulationen der Sonne
Computer simulations of the Sun
24
Forschungsschwerpunkte
Research Foci
38
Instrumentelle Projekte
Technical Developments & Projects
44
Aktuelle Forschungsergebnisse und Instrumente
Progress in Science and Instrumentation
51
Veröffentlichungen seit 2003
Publications since 2003
5
113
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KIS
Zur Situation des KIS
About the KIS
Vorbemerkungen
Introduction
Das Institut hat in den Jahren 2003 bis 2005 in vielen Bereichen erfreuliches, kontinuierliches Wachstum gesehen.
Diese Zeit ist von der Umsetzung der Rechtsformänderung
von 2002 geprägt, welche das Institut in eine Stiftung öffentlichen Rechts verwandelt hat. Damit verbunden sind
grundlegende Änderungen der Wirtschaftsform, durch die
Einführung der Kosten-Leistungsrechnung, sowie der Entwicklung von Programmbudgets ab 2006. Die Zahl der
Mitarbeiter hat weiter zugenommen, vor allen Dingen im
technischen Bereich. Hiermit wurde eine weitere Empfehlung des Wissenschaftsrats, aufgrund der Evaluierung des
Instituts im Jahre 1999, umgesetzt. Das Institut ist an großen Projekten beteiligt – die Entwicklung des 1.5m - Sonnenteleskops GREGOR nähert sich dem Abschluss, das Ballonteleskop Sunrise macht gute Fortschritte. Am Horizont
erscheinen die Projekte Advanced Technology Solar Telescope (ATST) des National Solar Observatory, USA, sowie der Solar Orbiter der ESA. Nationale und internationale Kooperationen werden ausgebaut.
The institute has experienced continuous growth in many
areas in the 2003 – 2005 time frame. This period is characterized by putting into action the change of legal status
of 2002 which converted the institute into a foundation of
public law. A fundamental change of corporate status, the
introduction of cost-performance accounting, and the preparation of program plans as of 2006 accompanies this development. The number of staff has increased steadily, in
particular in the technical areas, thereby implementing another recommendation of the Wissenschaftsrat which is
based on its 1999 evaluation. The institute participates in
large development projects – the construction of the 1.5m
solar telescope GREGOR is nearing completion, and the balloon borne telescope Sunrise moves ahead steadily. The
Advanced Technology Solar Telescope (ATST) of the National Solar Observatory, USA, as well as ESA’s mission
Solar Orbiter appear at the horizon. National as well as international collaborations are being extended.
Legal Status and Structure
Rechtsform und Struktur
Since 2002, the legal status of the Kiepenheuer-Institut has
been that of a legally independent public foundation . The
statutes of the foundation formulate its purpose as “basic
research in astronomy and astrophysics with particular emphasis on solar physics”. The institute shall operate on its
own and together with third parties, observatories to support the research work of its own and of others. It assumes
additional duties, in particular in the areas of education and
the advancement of young scientific talent.
Seit 2002 ist das Kiepenheuer-Institut eine rechtlich selbständige Stiftung des öffentlichen Rechts. Die Satzung der
Stiftung formuliert als Zweck der Stiftung die „Grundlagenforschung in der Astronomie und Astrophysik mit besonderem Schwerpunkt in der Sonnenphysik“. Dazu betreibt das Institut selbst und zusammen mit Dritten Beobachtungseinrichtungen für eigene und fremde Forschungsarbeiten. Darüber hinaus kann es weitere Aufgaben übernehmen, insbesondere in der Aus- und Weiterbildung, und
der Förderung des wissenschaftlichen Nachwuchses.
The organizational structure has remained unchanged
within the period covered by the report (Fig. 1). Governing bodies are the Foundation Council with members from
state and federal funding authorities, the Rektor of the university, and a staff representative, the Scientific Advisory
Committee (SAC) with national and international scientists
as members, and the Board of the institute. There are two
science departments, experimental and theoretical solar
physics. Three support groups, administration, information technology, and technical services, were established.
In addition, independent project groups of temporary nature, which are supervised by the board, can be established
as need arises. Presently this applies to the GREGOR and
Sunrise projects.
Die Struktur des Instituts hat sich im Berichtszeitraum
nicht verändert. Das Organigramm ist in Abbildung 1 dargestellt. Organe der Stiftung sind Stiftungsrat (Vertreter
der Mittelgeber, Rektor der Universität Freiburg und ein
gewählter Institutsmitarbeiter), der Wissenschaftliche Beirat (bestellte nationale und internationale Wissenschaftler)
und der Vorstand. Das Institut besteht aus zwei Wissenschaftlichen Abteilungen, Theoretische Sonnenphysik und
Experimentelle Sonnenphysik. Daneben gibt es die nichtwissenschaftlichen Querschnittsgruppen Verwaltung, Datenverarbeitung und Technische Dienste. Bei Bedarf können dem Stiftungsvorstand unterstellte Projektgruppen
eingerichtet werden. Zurzeit betrifft dies die Projekte GREGOR und Sunrise.
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Figure 1: Organigramm des KIS (Stand: Mai 2005)
Figure 1: Structure of the KIS (as of May 2005)
Programmbudget
Financial program plan
Auf der Grundlage des Beschlusses der Bund-LänderKommission (BLK) vom 19.6.2000, welcher die Einführung von Programmbudgets für die Institute der Leibniz –
Gemeinschaft bis 2006 vorsieht, hat das Institut im Frühjahr 2004 den Entwurf eines Programmbudgets für das
Jahr 2006 zusätzlich zum Entwurf des Wirtschaftsplans
vorbereitet. Der Entwurf wurde gemäß den Richtlinien der
BLK und basierend auf der mit dem Forschungsplan vorgelegten Finanzplanung erarbeitet. Ein vollständiger Entwurf
lag zu den Sitzungen des Wissenschaftlichen Beirats und
des Stiftungsrats im Herbst 2004 vor.
In spring 2004, the institute has developed tthe draft of a
financial program plan for 2006, in addition to the draft
budget. This action is based on the decision of the BundLänder-Kommission (BLK) of June 19, 2000, making financial program plans obligatory for institutes belonging
to the Leibniz Society. The draft plan is based on BLK requirements and on the financial plan which has been developed earlier together with the research plan. The complete
draft was presented at the Research and Foundation Council meetings in fall of 2004.
Essential elements of the draft financial program plan are
Wesentliche Elemente des Programmbudgets sind
• die Einrichtung von zwei Programmbereichen, welche
sich an den Kostenträgern der KLR orientieren,
• establishment of two program areas which are aligned
with cost objectives of the cost performance accounting
system,
• die Formulierung von Leitzielen für das Institut und die
Programmbereiche, sowie die Formulierung von Strukturzielen,
• formulation of mission statements for the institute and
the program areas, as well as the formulation of structural goals,
• die Einrichtung von Leistungsindikatoren, mit welchen
die Ergebnisse der Institutsarbeit im Zuge der Durchführung des Budgets erfasst und dargestellt werden können.
• establishment of metrics that represent the performance
of the institute during execution of the budget.
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Zur Situation ...
About ...
Kosten-Leistungsrechnung
Cost Performance Accounting
Die wesentlichen Schritte zur Einführung der Kosten-Leistungsrechnung ist mit der Kostenträgerbezogenen Erfassung der Personalkosten ab Herbst 2004 abgeschlossen. An
Schulungen in den jeweiligen Kompetenzbereichen nahmen auch 2003 und 2004 Mitarbeiter/innen der Wissenschaft, der Verwaltung und des Technischen Dienstes, sowie der Vorstand teil.
The essential steps to introduce cost performance accounting were concluded with the cost objectives oriented accounting of personnel cost as of fall 2004. Members of administrative, scientific and technical staff participated in
training courses specializing in the respective competence
areas.
Development of Personnel
Personelle Entwicklung
The institute had 14.7 institutional scientific staff positions at its disposal during the period covered by the report. Three positions were filled with term contract staff at
first, two of which were awarded an indefinite contract after a positive evaluation.
Im wissenschaftlichen Bereich verfügt das Institut während des Berichtszeitraums über 14.7 Planstellen. Drei dieser Stellen waren zu Beginn befristet besetzt. Nach positiven internen und externen Evaluierungen der wissenschaftlichen Leistungen wurden zwei Verträge unbefristet
verlängert.
7.5 full-time equivalents (FTEs) for scientists (staff of 9)
were funded through third-party funds in 2003. 9.5 scientist FTEs corresponding to a staff of 12 were third-party funded in 2004. Several guest scientists received grants
from the Alexander von Humboldt-Foundation or through
the German Science Foundation (DFG). Several PhD students received support through the institute’s payroll; one
PhD student receives a State stipend, another one a grant
from his home institution.
Im Jahre 2003 waren im wissenschaftlichen Bereich 7.5
Vollzeitäquivalente (9 Mitarbeiter) über Drittmittel finanziert, im Folgejahr 9.5 Vollzeitäquivalente (12 Mitarbeiter).
Während des Berichtszeitraums erhielten weitere Gäste Stipendien der Alexander von Humboldt – Stiftung oder wurden über die Universität Freiburg im Rahmen einer Mercator-Professur von der DFG gefördert. Mehrere Doktoranden wurden aus Mitteln des Instituts finanziert. Ein Doktorand erhält ein Stipendium nach dem Landesgraduiertenförderungsgesetz. Ein weiterer Doktorand arbeitete am Institut mit eigenem Stipendium.
The institute had 26 scientists in January 2003, and 28 scientists in January 2004, including 7 PhD students and 5
scientists at the postdoctoral level. Three PhD students finished their theses and moved on to postdoctoral positions
abroad. Six undergraduate students worked for several
weeks as research assistants in the framework of the Leibniz Summer Research Program.
Im Januar 2003 hatte das Institut 26, im Januar 2004 28
wissenschaftliche Mitarbeiter. In beiden Jahren arbeiteten
7 Doktoranden und 5 Postdoktoranden am Institut. Drei
Doktoranden haben während des Berichtszeitraums ihre
Dissertationen abgeschlossen. Sie haben Postdoktorandenstellen an astronomischen Forschungseinrichtungen im
Ausland angetreten. Während der Jahre 2003 und 2004 erhielten sechs Studenten für mehrere Wochen Verträge als
wissenschaftliche Hilfskräfte im Rahmen des Leibniz-Forschungspraktikums.
The deputy director of the institute, Prof. Dr. Michael Stix,
retired end of August 2004. An agreement has been found
with the Albert-Ludwigs-Universität Freiburg to fill the
vacancy with a joint professor’s appointment dedicated to
theoretical astrophysics with a focus on solar physics. The
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik bears the full cost
for this appointment. The agreement was signed by the rector of the university and the institute’s director on Feb. 11,
2005. The position was announced in March 2005, the appointment procedure has been initiated.
Der Stellvertretende Direktor des Instituts, Prof. Dr. Michael Stix, ging Ende August 2004 in den Ruhestand. Mit
der Universität Freiburg wurde die Wiederbesetzung der
Stelle des Zweiten Vorstands des Instituts durch eine Berufung als Universitätsprofessor für Theoretische Astrophysik verhandelt. Dabei wird eine Berufung nach dem „Jülicher Modell“ zugrunde gelegt, deren Personalkosten vom
Institut getragen werden. Der Vertrag über die gemeinsame
Berufung wurde am 11. Februar 2005 vom Rektor der Universität und vom Direktor des KIS unterzeichnet. Die Pro-
The non-scientific staff amounts to 20.75 positions in 2003
and 27.15 positions in 2004. Most of these positions are allocated for technical services, where two additional positions have been created in 2004, in accordance with recommendations of the Wissenschaftsrat, and filled in 2005.
Two positions were improved in grade by internal reorganization, in order to account for the increasing need for high-
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fessur wurde im März 2005 ausgeschrieben und das universitäre Berufungsverfahren in Gang gesetzt.
ly qualified technical staff. Three of the existing five apprenticeship positions are presently filled.
Der nichtwissenschaftliche Bereich ist 2003 mit 20,75 Stellen, im Jahre 2004 mit 27,15 Stellen ausgerüstet gewesen.
Der überwiegende Teil der nichtwissenschaftlichen Mitarbeiter arbeitet im Technischen Dienst, welcher im Zusammenhang mit einer vom Wissenschaftsrat geforderten Verstärkung zu Beginn 2004 zwei zusätzliche Technikerstellen erhielt. Nach Ablauf der Wiederbesetzungssperre wurden diese Stellen Anfang 2005 besetzt. Außerdem wurden
durch Umschichtungen im Stellenplan zwei Technikerstellen aufgewertet und somit wichtige Entwicklungskapazitäten geschaffen. Von den fünf im Haushaltsplan vorgesehenen Stellen für Auszubildende sind zurzeit drei besetzt.
The institute receives funding from DLR for technical staff
in the framework of the Sunrise project. The position of a
physicist was filled in spring 2004 in addition to the existing positions for an engineer and a draughts person.
Für das Projekt „Sunrise“ werden im technischen Bereich
Drittmittelstellen vom DLR finanziert. Zusätzlich zu den
bisher vorhandenen Stellen (Ingenieur und Technischer
Zeichner, 1.7 VZE) ist im Rahmen der Fertigungsphase
eine weitere Stelle für einen Physiker hinzugekommen,
welche im Frühjahr 2004 besetzt wurde.
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Schwerpunkte, Projekte und Scientific Foci, Projects and
Publications
Publikationen
Der wissenschaftliche Arbeitsplan des Kiepenheuer-Instituts ist in die Bereiche wissenschaftliche Projekte, instrumentelle Projekte, Tagungen und Publikationen gegliedert.
Die wissenschaftlichen Projekte sind in den im Forschungsplan beschriebenen Schwerpunkten erfasst. Die instrumentellen Projekte unterstützen die wissenschaftlichen Projekte an bodengebundenen und weltraumgestützten Observatorien. Diese Arbeiten sind in dem Abschnitt Forschungsplan
ausführlich beschrieben. Neuere Ergebnisse sind in den Abschnitten „Aktuelle Forschungsergebnisse“ und „Instrumente“ dargestellt.
The scientific program of the Kiepenheuer-Institut contains the sections scientific projects, instrument development projects, conferences and publications. The scientific projects are organized in four research foci. Instrument
development programs support the research projects by assuring adequate facilities at ground-based observatories
and through participation in space experiments. Research
within the foci and instrument developments are described
in the section on The Research Plan. A collection of recent
scientific results is provided in the sections “Progress in
Science and Instrumentation”.
Eine Liste der 2003 und 2004 erschienenen, sowie der 2005
erschienenen und im Druck befindlichen Veröffentlichungen ist im Abschnitt Veröffentlichungen seit 2003 enthalten.
Eine Übersicht über die Publikationen seit 2001 ist in Tabelle 1 und Abb. 2 gegeben.
The list of publications that appeared in 2003 and 2004 as
well as those which have appeared in 2005, are submitted or in press, are provided in chapter “Publications since
2003”. The Figure 2 and Table 1 summarize the evolution
of publications in different categories since 2001.
Publikationen
100
90
80
70
60
50
40
30
20
10
0
2001
2002
2003
2004
2005
Jahr
Ref. Fachzeitschriften
Ref. Fachzeits. (2005)
Konferenzbeiträge
Konferenzbeiträge (2005)
Eingel. Vorträge etc.
Eingel. Vorträge (2005)
Fig. 2: Publikationen 2001 bis 2005
Abstracts, techn. Documente
Abstracts, etc. (2005)
Bücher, Patente
Bücher, Patente (2005)
Fig. 2: Publications 2001 to 2005
Publikationen 2001 - 2005
Jahr/Year
2001
2002
2003
2004
20051
referierte Fachbeiträge
23
39
37
31
33
Übersichtsvorträge, Monografien
12
6
5
4
2
Tagungabeiträge
29
26
56
43
17
1bis
30. 6. 2005
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Konferenzen
Conferences
AG – Jahrestagung 2003
Annual Meeting of the
Astronomische Gesellschaft 2003
Die Internationale Wissenschaftliche Jahrestagung 2003 der Astronomischen Gesellschaft fand
vom 15. bis zum 20. September unter dem Motto The Sun
and Planetary Systems - Paradigms of the Universe in Freiburg statt. Vorbereitet wurde
die Veranstaltung von den Mitarbeiterinnen und Mitarbeitern
des Kiepenheuer-Instituts in enger Zusammenarbeit mit der Albert-Ludwigs-Universität Freiburg, welche die Räumlichkeiten
zur Verfügung stellte. Etwa 250 Wissenschaftler aus aller
Welt, vorwiegend aus dem deutschsprachigen Raum, nahmen an der Jahrestagung teil, die zum dritten Mal in Freiburg veranstaltet wurde. Das Programm umfasste Plenarsitzungen mit Review- und Highlightvorträgen, zehn teilweise parallele Splintertreffen zu verschiedenen astrophysikalischen Themen, sowie die Verleihung des Schwarzschildund Biermann-Preises. Begleitet wurde die Tagung von Sitzungen des Rats Deutscher Sternwarten und des Vorstandes
der Astronomischen Gesellschaft, vom MHD-Tag und dem
Historischen Astronomischen Kolloquium. Eine Veranstaltung zur Lehrerfortbildung auf dem Schauinsland schloss
die Veranstaltung ab.
Dynamo – Tagung 2004
Das Kiepenheuer-Institut veranstaltete eine internationale Tagung zum Thema „Dynamos of the Sun, Stars & Pla-
The international Scientific Annual Assembly of the Astronomische Gesellschaft with the
motto The Sun and Planetary
Systems – Paradigms of the
Universe took place in Freiburg
from September 15 to 20, 2003.
It was prepared by the staff of
the Kiepenheuer-Institut in
close collaboration with and on
the premises of the Albert-Ludwigs-Universität. Some 250 scientists from all over the world, mostly from German-speaking countries, participated in the assembly which was hosted in Freiburg for the third time. The program included plenary sessions with invited reviews and highlight presentations, ten splinter meetings covering a variety of astrophysical topics in partially parallel sessions, and the award of the
Karl Schwarzschild- and Ludwig Biermann prizes. The assembly was accompanied by meetings of the Rat Deutscher
Sternwarten and of the board of the Astronomische Gesellschaft, by the MHD day and the Historical Astronomical
Colloquium. A seminar for school teachers at the Schauinsland Observatory concluded the event.
Dynamo Workshop 2004
The Kiepenheuer-Institut has organized an international
workshop on the topic “Dynamos of the Sun, Stars & Planets” which took place on the premises of the Institute of
Physics of the Albert-LudwigsUniversität from October 4 to
6, 2004. The program included
eight invited and 15 contributed talks as well as eight posters.
The event whose purpose was
to celebrate the scientific accomplishments of Prof. Stix has
brought together some 50 scientists from all over the world, including many collaborators and
former students of Prof. Stix.
11
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nets“ vom 4. bis 6. Oktober 2004 im
Hochhaus des Physikalischen Instituts der Albert-Ludwigs-Universität. Das Programm umfasste acht
eingeladene Vorträge, 15 Kurzvorträge sowie acht Posterbeiträge. Die
Veranstaltung, mit welcher der wissenschaftliche Werdegang von Prof.
Stix gewürdigt wurde, wurde von
etwa 50 Wissenschaftlern aus aller
Welt, darunter viele Kollegen und
Schüler von Herrn Stix, besucht.
DAS
KIS
Other Events
The spring 2003 meeting of the
German FRINGE consortium took
place at the institute on March 3,
2003.
Albert-Ludwigs-Universität &
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Freiburg im Breisgau, Germany
4. – 6. October 2004
International meeting on
Dynamos of the Sun, Stars & Planets
topics
invited speakers
solar dynamo and activity cycle
role of flux tubes and the tachocline
dynamos of the Earth and other planets
stellar dynamos and cycles
The design review for the Gregor
telescope took place at the institute
on March 26 and 27, 2003. The design was presented to an international review team by members of
the participating institutes and industry.
Nigel Weiss
Axel Brandenburg
Peter Gilman
Manfred Schüssler
Ulrich Christensen
Friedrich Busse
Wolfgang Dobler
Klaus Strassmeier
deadline for abstract submission:
22. August 2004
Weitere Veranstaltungen
Das Frühjahrstreffen des deutschen
FRINGE-Konsortiums wurde am 3.
3. 2003 in den Institutsräumen veranstaltet.
The Solar Orbiter / Visible Imager
Magnetograph meeting took place
at the institute with participation of
about a dozen European scientists
on Aug. 31 and Sept. 1, 2004.
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Schöneckstr. 6, 79104 Freiburg, Germany
Tel.: ++49/(0)761/3198-0, Fax: ++49/(0)761/3198-111
Email: [email protected]
http://www.kis.uni-freiburg.de/dynamo2004/
Der GREGOR Design Review fand am 26. und 27. März 2003
am Kiepenheuer-Institut statt. Vertreter der am Projekt GREGOR beteiligten Institute und der Industrie stellten das Design einer internationalen Gutachterkommission vor.
Das Solar Orbiter / Visible Imager Magnetograph Meeting
fand vom 31. 8. bis 1. 9. 2004 im Institutsgebäude mit einer
Beteiligung von etwa einem Dutzend Wissenschaftlern aus
dem europäischen Raum statt.
Das 4. jährliche International Sunrise Team Meeting wurde vom Kiepenheuer-Institut vom 1. bis 3. 9. 2004 ausgetragen. An dieser Veranstaltung nahmen etwa 50 Wissenschaftler und Techniker des MPS, Lindau, des HAO, Boulder, und
des spanischen IMAX-Konsortiums teil, um die Fortschritte
bei dem Ballonteleskop Sunrise zu beraten. Auch diese Veranstaltung wurde in den Räumen der Albert-Ludwigs-Universität durchgeführt.
The 4th annual International Sunrise Team Meeting has
been organized by the Kiepenheuer-Institut from Sept. 1
to 3, 2004. Some 50 scientists and technicians of the MPS,
Lindau, the HAO, Boulder and the Spanish IMAX consortium visited the meeting to discuss the progress of the Sunrise project. The event took place on premises of the Univerity.
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg
Schöneckstraße 6, D-79104 Freiburg
Tel. 0761-3198-0
4. International Sunrise Technical Meeting
1 - 3 September 2004
Freiburg
The Sunrise project:
•1m balloon-borne optical solar telescope
• presently under development
• long duration balloon flight in Antarctica in 2007
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Lindau
High Altitude Observatory, Boulder
IMAX-Consortium, La Laguna, Granada, Madrid, Valencia
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Teilnahme an Tagungen
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KIS
Participation in conferences
• SUNRISE-IMaX Interface Meeting (Lindau, 25.-26.2. 2003).
• Jahrestagung der Schweizerischen Physikalischen Gesellschaft (Basel, 20.-21.3. 2003).
• Project meeting on solar variability and the Earth‘s climate (ETH Zürich, 17.4. 2003).
• Pueo Nui Adaptive Optics Workshop (Grenoble, 22.–23.5. 2003).
• Workshop Geodynamo (Lindau, 26.–27.5. 2003).
• European Solar Magnetism Network Summer School: Radiative Transfer and Numerical MHD (Oslo, 2.–13.6. 2003).
• AAS Solar Physics Division Meeting (Columbia, Md. USA, 16.–20.6. 2003).
• CIAS Workshop: Convection and turbulence in the Sun and other stars (Meudon, 16.–20.6. 2003).
• XXVth IAU General Assembly (Sydney, 13.–26.07. 2003).
• SPIE Symposium: Optical Science and Technology (San Diego, 3.–28.8. 2003).
• ATST Conceptual Design Review (Sunspot, USA, 24.–29.8. 2003).
• Advances in IR Interferometry (Schloss Ringberg, 1.–5.9. 2003).
• Jahrestagung der Schweizerischen Gesellschaft für Astronomie und Astrophysik (Bern, 12.9. 2003).
• Numerical methods for multidimensional radiative transfer problems (Heidelberg, 24.–26.9.).
• SOHO 13: Waves, oscillations and small–scale transient events in the solar atmosphere (Mallorca, 29.9.–3.10. 2003).
• First Central European Solar Physics Meeting (Bairisch Kölldorf, Österreich, 23.–25.10. 2003).
• Solar Image Recognition Workshop (Brüssel, 23.–24.10. 2003).
• 3. Sunrise Workshop (Granada, 22.–24.10. 2003).
• Kolloquium: Theory and Observations of Chromospheres and Coronae (Heidelberg, 7.11. 2003).
• ATST Science Working Group Meeting (Tucson, USA, 17.–20.11.2003).
• XVth Canary Islands Winter School: Payload & Definition of Space Sci. (17.–28.11.2003, Pto. de la Cruz, Tenerife)
• Frühjahrstagung der DPG (Kiel, 8–11.3.2004).
• 34th Saas–Fee Advanced Course, “The Sun, Solar Analogs and the Climate“ (Davos, 15.–20.3. 2004).
• IAU Symposium 223 “Multi-wavelength investigations of solar activity” (St. Petersburg, 14.–19.6. 2004).
• SPIE Conference “Astronomical Telescopes” (Glasgow, 21.–25.6. 2004).
• Cool Stars, Stellar Systems and the Sun 13 (Hamburg, 5–9.7. 2004).
• Thinkshop “Robotic Telescopes” (Potsdam, 12.–15.7. 2004).
• 35th COSPAR Scientific Assembly (Paris, 18.–25.7. 2004).
• Europ. Interferometry Initiatives Wkshp. “Science for Next Gen. Interferometr. Facilities” (Liège, 23.–25.8. 2004).
• Workshop on Cosmic Ray Dynamics (Kopenhagen, 2.–4.9. 2004).
• SoHO XV (St Andrews, 6–9.9. 2004).
• Magnetohydrodynamics of Stellar Interiors (Cambridge, 6.–17.9. 2004).
• JENAM 2004 (Granada, 13.–17.9. 2004).
• Tagung der Deutschen Gesellschaft für Klinische Neurophysiologie (Jena, 13.–17.9. 2004).
• 7th Hvar Astrophysical Colloquium (Hvar, 20.–24.9. 2004).
• Jahrestagung der Astronomischen Gesellschaft (Prag, 20.–25.9. 2004).
• Jahrestagung der Schweizerischen Gesellschaft für Astronomie und Astrophysik (Versoix, 15.10. 2004).
• Four Solar Cycles of Space Instrumentation (Orsay, 17–18.11. 2004).
• Graduiertenkolleg Nichtlineare Differentialgleichungen, Abschlusskolloquium (Freiburg, 18.–19.11. 2004).
• Stellar dynamos (Leeds, England, 13.–17.12. 2004).
• European Interferometry Initiatives Workshop „Radiative Transfer” (Nizza, 15.-16.12. 2004).
13
Ü BER
DAS
KIS
Kooperationen
Cooperations
GREGOR – Kooperation des KIS (50%) mit dem Astrophysikalischen Institut Potsdam und dem Institut für Astrophysik Göttingen (Bezeichnung bis 31.5.2005: UniversitätsSternwarte) (je 25%) zum Bau eines 1.5 m-Sonnenteleskops auf den Kanarischen Inseln.
GREGOR – Cooperation of the KIS (50%) with the Astrophysikalisches Institut Potsdam (25%) and the Institut für
Astrophysik Göttingen (former name, until 31-05-2005:
Universitäts-Sternwarte)(25% each) for the construction of
a 1.5 m solar telescope on the Canary Islands.
SUNRISE – Kooperation mit dem MPI für Sonnensystemforschung, Lindau, dem High Altitude Observatory, USA,
dem Instituto de Astrofísica de Canarias, Spanien, und dem
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory zum
Bau eines ballongetragenenen 1 m-Sonnenteleskops.
SUNRISE – Cooperation with the MPI für Sonnensystemforschung, Lindau, the High Altitude Observatory, USA,
the Instituto de Astrofísica de Canarias, Spain, and Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory, USA for
the construction of a balloon borne 1 m solar telescope.
ATST – Memorandum of Understanding bezüglich einerKooperation mit dem National Solar Observatory (NSO)
zur Entwicklung eines 4m-Sonnenteleskops.
ATST – Memorandum of Understanding with the National Solar Observatory (NSO), USA for a participation in the
development of a 4 m solar telescope.
POLIS – Kooperation mit dem High Altitude Observatory, USA, zum Bau und Betrieb eines Spektropolarimeters
für das VTT.
POLIS – Cooperation with the High Altitude Observatory,
USA, fort the construction and operation of a spektropolarimeter for the VTT.
ChroTel – Kooperation mit dem High Altitude Observatory, USA, zum Bau eines full disk –Teleskops am VTT zur
Beobachtung der Chromosphäre.
ChroTel – Cooperation with the High Altitude Observatory,
USA, fort he construction and operation of a full disk telescope at the VTT for chromospheric observations.
Sol-Aces – Sonnenphotometer des Fraunhofer-Instituts für
Physikalische Messtechnik, Freiburg, für die internationale
Weltraumstation. Beteiligung des KIS als Co-Investigator.
Sol-Aces – solar photometer of the Fraunhofer-Institut für
Physikalische Messtechnik (IPM), Freiburg, for the International Space Station. KIS participation as co-investigator.
MIDI – Kooperation des MPI für Astronomie, Heidelberg
(PI), mit deutschen, holländischen und französischen Instituten, zum Bau eines Instruments für den Mittel-Infrarotbereich für das VLT Interferometer. Beteiligung des KIS
als Co-Investigator.
MIDI – Cooperation of MPI für Astronomie, Heidelberg
(PI), with German, Dutch and French institutes to build a
mid-infrared instrument for the VLT Interferometer. Participation of the KIS as co-investigator.
OPTICON – KIS ist Vertragspartner von OPTICON und
beteiligt sich an verschiedenen Aktivitäten, insbesondere
am OPTICON Transnational Access Programme.
OPTICON – KIS is contractual partner of OPTICON and
participates in various activities, in particular in the OPTICON Transnational Access Programme.
Verschiedene institutionell begründete wissenschaftliche
Kollaborationen mit Österreich (IGAM), Kroatien (HO),
der Tschechischen Republik (Ondrejov) und der Slowakei
(AISA).
Various institutional collaborations with Austria (IGAM),
Croatia (HO), the Czech Republic (Ondrejov) and Slowakia (AISA).
Beteiligung am DFG-Graduiertenkolleg „Nichtlineare Differentialgleichungen: Modellierung, Theorie, Numerik, Visualisierung“ mit dem Institut für Angewandte Mathematik der Universität Freiburg.
Seit dem Frühjahr 2005 ist das Kiepenheuer-Institut als
bislang einzige deutsche Forschungs-einrichtung internationales Mitglied der Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), welche im Auftrag der USamerikanischen National Science Foundation mehrere große Observatorien sowie das Space Telescope Science Institute betreibt.
14
Participation in the DFG-Graduiertenkolleg „Nichtlineare
Differentialgleichungen: Modellierung, Theorie, Numerik,
Visualisierung“ with the Institut für Angewandte Mathematik of the Universität Freiburg.
The Kiepenheuer Institut was admitted as an international
affiliate member of the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) as the only German institution in spring 2005. AURA operates several observatories
and the Space Telescope Science Institute under contract of
the National Science Foundation.
A BOUT
Forschungsaufenthalte
und Vorträge
Folgende Mitarbeiter des Instituts verbrachten in den Jahren 2003 und 2004 Forschungsaufenthalte an anderen Einrichtungen oder wurden zu Vorträgen eingeladen:
Aiouaz
Bellot Rubio
Brandt
Bruls
Dobler
Friedlein
Kalkofen
von der Lühe
Müller
Nesis
Ossendrijver
Peter
Schlichenmaier
Schmidt
Stix
Volkmer
Wedemeyer-Böhm
THE
KIS
Visits and presentations
The following members of the KIS undertook research visits and/or were invited to presentations and talks in 2003
and 2004:
FOM-Institute for Plasma Physics, Nieuwegein (4. 11. 2004)
Instituto de Astrofísica de Andalucía, Granada (15.-28.6. und 22. 10.-16. 11. 2003)
Sonnenobservatorium Kanzelhöhe (19. 1.-2. 2. und 12.-28. 2. 2003)
MPS, Katlenburg-Lindau (18.-19.8. 2004)
Kolloquiumsvortrag an der Fakultät f. Mathematik und Physik der Univ. Freiburg (21. 7. 2003)
Nordic Institute for Theoretical Physics, NORDITA, Kopenhagen (24. 1.-7. 2. 2003)
HAO, Boulder, auf (26. 07.-20. 08. 2004)
Vortrag am MPAE Lindau (5. 5. 2003)
Vortrag im Astrophysikalischen Kolloquium, Heidelberg (20. 1. 2004)
Vortrag am LMSAL (3. 12. 2004)
Vortrag am NSO (8. 12. 2004)
Vortrag an der Universitätssternwarte Göttingen (16. 12. 2004)
Institut for teoretisk astrofysikk, Oslo (31.5.-24. 6. 2003)
Vortrag an der Universitätssternwarte Göttingen (5. 2. 2003)
Institut für Orientalistik, Wien (8.-12. 11. 2004)
Vortrag am Institutt for teoretisk astrofysikk, Oslo (16.-21.6. 2003)
Vortrag am Institut für Geophysik, Astrophysik und Meteorologie, Graz (17. 12. 2003)
Vorträge am MPS u. Seminar der Max Planck Res. School, Katlenburg-Lindau (22. 1. 2004)
AIP, Potsdam
Vorträge am IAC, Teneriffa (6. 8.2003 und 9. 11. 2004)
Vortrag an der USG (20. 11. 2003)
Vortrag bei der International University of Bremen (11. 3. 2004)
Vortrag bei den Sternfreunden Breisgau, Freiburg (24. 11. 2004)
Sunrise Team Meeting in Granada (22.-24. 10. 2003)
Sunrise Co-I-Treffen am MPS, Katlenburg-Lindau (11.-12. 2. 2004)
AIP, Potsdam (7.-8. 9. 2004)
Vortrag am Laboratorio de Astrofísica Espacial y Física Fundamental in Villafranca del
Castillo (Madrid, 17. 3. 2003)
Vortrag an der Universidad de Vigo, Facultad de Ciencias, Orense (18.-22. 3. 2003)
Vortrag in Würzburg (7. 6. 2004)
Vortrag am Big Bear Observatory, USA (29. 7-1. 8. 2003)
Festvortrag zum 60. Geburtstag von Prof. F. Kneer (Göttingen, 24. 4. 2003)
Sterrekundig Instituut, Universität Utrecht (5.-6. 5. 2004)
15
Ü BER
DAS
KIS
Gäste
Guests
Zu kürzeren Forschungsaufenthalten oder zu Vorträgen besuchten das Institut die folgenden Personen:
The following researchers visited the institute for shortterm collaborations and/or talks at the institute:
2003:
S. Bingert (Karlsruhe), J. Brestensky (Bratislava, Slovakische Republik), K.R. Briggs (Zürich, Schweiz), J. Dreher (Bochum), C. Durrant (Sydney, Australien), A. Ferriz Mas (Orense, Spanien), A. Gabriel (Paris, Frankreich), H.-H. Gander
(Freiburg), A. Getling (Moskau, Russland), M. Güdel (Zürich, Schweiz), E. Guenther (Tautenburg), A. Hanslmeier (Graz,
Österreich), V. Hansteen (Oslo, Norwegen), S.S. Hasan (Bangalore, Indien), M.J. Korpi (Oulu, Finland / Toulouse, Frankreich), A. Lagg (Lindau), J. Leenaarts (Utrecht, Niederlande), M. Leitzinger (Graz, Österreich), T. Preibisch (Bonn), W.
Rammacher (Heidelberg), A. Reiners (Hamburg), I. Roussev (Ann Arbor, USA), G. Rüdiger (Potsdam), W. Schaffenberger (Potsdam), R. Sridharan (Rajasthan, Indien), R. Stepanov (Perm, Russland), S. Tagare (Hyderabad, Indien), P. Ulmschneider (Heidelberg), G. Villanueva (Lindau), T. Wang (Lindau).
2004:
J.M. Borrero (Lindau), D. Cabrera-Solana (Granada), W. Dobler (Calgary), I. Dominguez Cerdenña (Göttingen), A. Ferriz
Mas (Orense), A. Getling (Moskau), T. Granzer (Potsdam), E. Grebel (Basel), B. Gudiksen (Oslo), H. Holweger (Kiel),
S.S. Hasan (Bangalore), M. Huber (Zürich), W. Kalkofen (Cambridge), J. Koza (Tatranska Lomnica), A. Kosovichev
(Stanford), A. Kuçera (Tatranska Lomnica), K. Langhans (Stockholm), J. Linsky (Boulder), B. Lites (Boulder), S. Massaglia (Turin), D. Müller (Oslo), J.-U. Ness (Hamburg), T. Neukirch (St. Andrews), O. Okunev (Göttingen), W. Rammacher
(Heidelberg), H. Rauer (Berlin), T. Rimmele (Sac Peak), W. Schaffenberger (Potsdam), H. Spruit (München), A. Tritschler (Big Bear), P. Ulmschneider (Heidelberg), R. Wachter (Davos), R. Wehrse (Heidelberg), E. Wiehr (Göttingen), Y.D.
Zhugzhda (Moskau).
Gremientätigkeit
Participation in Committees
Folgende Mitarbeiter des Instituts wirkten in den Jahren
2003 und 2004 in Gremien mit:
In 2003 and 2004 the following staff members participated in committees:
Bellot Rubio:
Spanish Time Allocation Committee for solar telescopes (Repräsentant des CCI).
Brandt:
Mitglied der ATST Site Survey Working Group (bis August 2004).
von der Lühe:
Kuratorium des MPAE (Lindau); Comité Científico Internacional (CCI); VLTI Implementation Com–
mittee der ESO; Solar Observatory Committee der AURA (Tucson); Wissenschaftlicher Beirat der
Landessternwarte Tautenburg, Thüringen; Mitglied des FRINGE-Konsortium; Mitglied des
OPTICON Board.
Rynarzewski:
Arbeitskreis Recht der WGL (Sprecherin).
Schlichenmaier: Mitglied des Telescope Director’s Forum (OPTICON Access Program).
Schmidt:
Finance Subcommittee des CCI (Vors.); Gutachterausschuss Extraterrestrik des DLR; Editor bei
Astronomy & Astrophysics.
Sigwarth:
ATST Science Working Group; Solar Orbiter Payload Working Group; Teide Observatory Operation
Subcommittee des CCI.
Soltau:
Mitglied der ATST Site Survey Working Group (ab Sept. 2004).
Stix:
Wissenschaftlicher Beirat des AIP (bis Sept. 2004), Editorial Board Solar Physics, Auswahl-Komitee
für eine Nachwuchsgruppe am MPS, Lindau.
16
A BOUT
THE
KIS
Beobachtungen am Vakuum- Observing programs at the VacTurmteleskop
uum Tower Telescope
Wegen der Bauarbeiten am Gregory-Turm konnte ab dem
Jahr 2003 nur noch mit dem Vakuum-Turm-Teleskop beobachtet werden. Aufgrund der eingegangenen Anträge legte das aus je einem Vertreter des AIP, KIS, MPG and USG
und dem IAC bestehende Time Allocation Committee den
Beobachtungsplan für das VTT in den Jahren 2003 und
2004 fest. Die Zahl der Beobachtungstage ist in der letzten Spalte der folgenden Tabellen angegeben. Es ist nur der
Hauptantragsteller mit Heimatinstitut genannt. Ein „S“ bei
den Beobachtungstagen von 2004 bezeichnet eine Kampagne, welche parallel zu einer anderen durchgeführt wurde.
As of 2003, observing campaigns were supported only at
the Vacuum Tower Telescope because the Gregory Coudé Telescope was dismantled to make room for GREGOR.
Based on the proposals received the time allocation committee which consists of a representative each of the participating institutes AIP, KIS, MPG and USG, as well as the
IAC assembled the observing program for the years 2003
and 2004, which are summarized in the tables below. The
principal investigator and her/his home institute, the campaign title, and the awarded observing days are provided in
the tables. Campaigns which are identified by an “S” in the
last column shared observing time with other campaigns.
2003
Principal Investigator
Bello González
Kneer
Sailer
Okunev
Puschmann
Puschmann
Soltau
Berkefeld
Mikurda
Schleicher
Nesis
Ceppatelli
Tritschler
Peter
Bellot Rubio
Briand
Collados Vera
Eibe García
Beck
Collados Vera
Bellot Rubio
Collados Vera
Lagg
Balthasar
Trujillo Bueno
Institute
IAC
USG
USG
USG
USG
USG
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
THEMIS
KIS
KIS
KIS
IAC
IAC
IAC
KIS
IAC
KIS
IAC
MPAE
AIP
IAC
Subject
Magnetic field and velocity in umbra
Supra resolution
G-band with MCAO
2D Polarimetry of facular points
C-L variation of granulation
Polarimetry of small-scale features
Mercury transit AO
Multi-conjugate AO
G-band bright points
Velocity field in complex sunspots
2D dynamics of granulation
Sources of solar oscillations
Prominences and filaments
Blinkers
Spectropolarimetry of sunspots
Magnetic field in active regions
Waves in magnetic regions
Emerging flux regions
Polarimetry with POLIS
Combination of TIP and POLIS
Moving magnetic features
Magnetic field in the quiet Sun
Magnetic coupling in solar atmosphere
Magnetic field of sunspots
He I 1083 polarimetry
17
Days
3
3
3
2
3
3
5
12
8
5
5
1
4
4
2
13
7
7
7
5
7
7
11
10
8
Ü BER
DAS
KIS
Wiehr
USG
Penumbral fine structure
Bello González
IAC
USG
USG
KIS
KIS
AIP
KIS
KIS
MPAE
Magnetic field and velocity in penumbra
CL variation of granulation
Short-period waves
Chromospheric bright points
3D model of sunspot magnetic field
Magnetic structure of sunspots
Fine structure connections
Ca and G-band bright points
Magnetic coupling in solar atmosphere
Institute
AIP
AIP
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
KIS
MPS
USG
USG
USG
USG
USG
DLR
USG
USG
MAO
MAO
IAC
Subject
Chromospheric features of sunspots
3D-Magnetic topology of active regions
MCAO tests
Venus transit
Chromospheric bright points
Sunspot atmospheric structure
High resolution penumbral dynamics
Spectropolarimetry of small structures
TESOS as a polarimeter
Photosph./chromosph. fine structure
Running penumbral waves
Height dependence of penumbr. flow field
Spectroscopy of the solar photosphere
Speckle imaging with VTT and MSDP
Dynamics of the granulation
Photosph./chromosph. magnetic fields
Short periode waves in solar atmosphere
Velocity and magn. fields in umbrae
Fabry-Perot spectrometer for GREGOR
Supra Resolution
Magnetic fields in the intra-network
Venus-Transit und Moleküllinien
AO/MCAO supported G band observations
Evolution of exploding granules
CLV variation of Mn I line profiles
Fine structure of convective motions
Quiet Sun magnetic fields
Puschmann
Andjiç
Kalkofen
Beck
Balthasar
von der Lühe
Wöger
Zakharov
Total Science Time
10
4
4
2
5
9
9
20
6
6
220
2004
Principal Investigator
Sanchez
Hofmann
Berkefeld
Schmidt
Kalkofen
Beck
Beck
Mikurda
Bellot
Wöger
Soltau
Schlichenmaier
Wöhl
Staiger
Nesis
Lagg
Andjic
Bello Gonzalez
Kneer
Kneer
Puschmann
Rauer
Sailer
Puschmann
Khomenko
Khomenko
Dominquez Cerdena
18
Days
7
5
42 S
4S
6
6
6
7
7
10
7
10
10
5
7
16
9
7S
5
1S
12
5S
7S
10
4
4
5
A BOUT
Centeno Eliot
Martinez
Cabrera Solana
Merenda
Lopez Ariste
Collados
Balthasar
Sütterlin
Hirzberger
Arnaud
Total Science Time
IAC
IAC
IAC
IAC
THEMIS
IAC
AIP
SIU
IGAM
OME
THE
Propagation of waves in magnetic regions
Magnetic field distribution in the quiet Sun
Temporal evolution of the Evershed flow
Spectropolarimetry of prominences (He, Na)
Spectropolarimetry of prominences (Paschen)
Test of the new infrared camera for TIP II
3D structure and dynamics of sunspots
CLV of G-Band Bright Points
Dynamics of Small Scale Magnetic Structures
Study of the Sunspot Atmosphere
Participating institutions
Beteiligte Institute
AIP
SIU
ASO
HAO
IAC
IGAM
KIS
MPAE
NSO
OME
THEMIS
USG
KIS
Astrophysikalisches Institut Potsdam
Sterrekundig Instituut, Utrecht
Czech Academy of Sciences, Ondrejov Observatory
High Altitude Observatory, Boulder, USA
Instituto de Astrofísica de Canarias
Institut für Geophysik, Astrophysik und Meterologie, Graz
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Max-Planck-Institut f. Aeronomie
National Solar Observatory, USA
Observatoire Paris-Meudon
Themis S.A, Tenerife
Universitäts-Sternwarte Göttingen
19
6
6
4
6
6
3
6
6
7
5
244
Ü BER
DAS
KIS
Lehre und Ausbildung
Teaching and Education
Vorlesungen und Seminare
Lectures and seminars
Mitarbeiter des Kiepenheuer-Instituts beteiligen sich im
Rahmen des Kooperationsabkommens mit der Universität
Freiburg an der Lehre in der Fakultät für Mathematik und
Physik. Sie vertreten insbesondere das Fach Astronomie
und Astrophysik, welches ein Wahlpflichtfach des Diplomstudiengangs Physik ist. Seit dem Wintersemester 2002/03
wird in diesem Wahlpflichtfach ein Curriculum angeboten,
welches trotz der sonnenphysikalischen Ausrichtung des
Instituts eine breite astrophysikalische Ausbildung der Studenten sichern und den Absolventen ein Promotionsstudium in der allgemeinen Astrophysik ermöglichen soll.
Institute staff participates in the teaching at the faculty for
mathematics and physics in the framework of the cooperation of the institute and the University of Freiburg. In particular, institute staff represents astronomy and astrophysics, which has become a part of the facultative curriculum
of the diploma degree in physics. A curriculum that provides a broad education in astrophysics, despite the institute’s orientation towards solar physics, is offered since
winter semester 2002/03. This curriculum should enable
the successful student to resume graduate studies anywhere in the field of astrophysics.
Die unten aufgeführten Lehrveranstaltungen wurden im
Berichtszeitraum angeboten.
The following courses, seminars and practical exercises
were offered in the reporting period:
Die Übungen zu diesen Vorlesungen, sowie weitere Übungen zu Vorlesungen und Praktika der Fakultät für Mathematik und Physik der Universität Freiburg, wurden von den
Doktoranden des KIS betreut.
Additional exercises for the courses above as well as of
the physics curriculum of the Faculty of Mathematics and
Physics were supported by doctorate students of the institute.
SS 2003
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II (Dobler, Peter, 2st.) mit Übungen (1st.)
Angewandte Optik (von der Lühe; 2st.)
Magnetohydrodynamik (Schlichenmaier, Stix, 2st.) mit Übungen (1st.)
Astronomisches Praktikum (Schmidt, Wöhl, 4st.)
WS 2003/2004
Einführung in die Astronomie und Astrophysik I (Schmidt, Schlichenmaier; 2st.) mit Übungen (1st.)
Galaktische und Extragalaktische Physik (Dobler, von der Lühe; 2st.) mit Übungen (1st.)
Astronomie: Alte Geschichten und neue Physik (Peter, Stix, 2st.)
Oberseminar Astrophysik: Instabilitäten (Dobler, von der Lühe, Peter, Schmidt, Stix; 2st.)
SS 2004
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II (Schlichenmaier, Schmidt, 2st.)
mit Übungen (1st.)
Adaptive Optik (von der Lühe; 2st.)
Plasmaphysik (Dobler, Peter, 2st.) mit Übungen (1st.)
Astronomisches Praktikum (von der Lühe, Schmidt, Wöhl, 4st.)
WS 2004/2005
Einführung in die Astronomie und Astrophysik I (von der Lühe; 2st.) mit Übungen (1st.)
Physik der Sonne (Schmidt; 2st.) mit Übungen (1st.)
Hydrodynamik (Peter, Schlichenmaier, 2st.)
Astronomie für alle Fakultäten (von der Lühe und weitere Mitarbeiter des KIS; 1st.)
Oberseminar Astrophysik (von der Lühe, Peter, Schmidt, Stix; 2st.)
20
A BOUT
THE
KIS
Darüber hinaus hielten Mitarbeiter des Instituts weitere
Lehrveranstaltungen, meist an auswärtigen Einrichtungen,
ab. H. Peter war Lecturer der Sommerschule Theory, Observations and Simulation of Space Plasmas (Paris, F, 28.30.9. 2003). M. Ossendrijver veranstaltete ein Seminar an
der Universität Tübingen mit dem Thema „Astronomische
und astrologische Texte Mesopotamiens“. R. Schlichenmaier hielt eine Gastvorlesung an der International University of Bremen über „Magnetic fields in the photosphere“. M. Stix besuchte die Universidad de Vigo, Facultad de
Ciencias, Orense (8.-19.3. 2004) und hielt dort Vorlesungen
über Aufbau und Entwicklung der Sterne.
Several scientists gave additional courses on specialized
topics in astrophysics, mainly at external institutions. H.
Peter was lecturer of the summer school Theory, Observations and Simulation of Space Plasmas (Paris, F, 28.-30.9.
2003). M. Ossendrijver held a seminar on “Astronomical
and astrological texts of Mesopotamia” at the University of
Tübingen. R. Schlichenmaier gave a lecture on „Magnetic
fields in the photosphere“ at the International University of
Bremen. M. Stix visited the Universidad de Vigo, Facultad
de Ciencias, Orense (8.-19.3. 2004) and gave a lecture on
stellar structure and evolution.
Prüfungen
Examinations
Von der Lühe und Stix führten mehrere universitäre Prüfungen (Experimentalphysik und Wahlpflichtfach I Astronomie) durch. Beide waren Mitglieder von Prüfungskommissionen auswärtiger Promotionen.
Von der Lühe and Stix carried out several university examinations in experimental physics und astronomy. Both
of them served as co-referees on several external doctorate examinations.
Staatsexamens-, Diplomarbeiten
Staatsexamen, Diploma theses
Folgende Staatsexamens- und Diplomarbeitsthemen werden 2005 bearbeitet:
The following Staatsexamen- and diploma theses are in
progress in 2005:
Graves, S.:
Jendersie, S.:
Schmidt, D.:
Zacharias, P.:
Simulations of coronal stellar spectra (master thesis)
Expansion des chromosphärischen Netzwerkes in die Korona
Wellenfrontsensor für die solare Adaptive Optik
Untersuchung der Längenskalen in stellaren Koronen
Dissertationen
Dissertations
Folgende Dissertationen wurden während des Berichtszeitraums am Institut abgeschlossen:
The following dissertations have been completed since
2003:
Müller, D. A. N.: Catastrophic Cooling in Solar Coronal Loops, Dissertation, Freiburg (2004).
Aiouaz, T:
Koronale Trichter in koronalen Löchern, Dissertation, Freiburg (2005).
Folgende Dissertationsthemen werden 2005 bearbeitet:
Beck, C.:
Mikurda, K.:
Hupfer, C.:
Käpylä, P:
Wöger, F.:
The following dissertations are in progress in 2005:
3D-Beobachtung von Magnetfeld und Strömung in Sonnenflecken.
Zur Entwicklung der G-band bright points.
Magnetokonvektion in der Penumbra von Sonnenflecken.
Numerical MHD-modelling of convective envelopes of late-type stars.
Zusammenhang von photosphärischen und chromosphärischen bright points.
21
Ü BER
DAS
KIS
Forschungspraktika
Research Labs
Während der Jahre 2003–2005 waren Studenten, zum Teil
von Universitäten außerhalb Freiburgs, für insgesamt 22
Monate als WGL-Forschungspraktikanten oder als wissenschaftliche Hilfskräfte am Institut beschäftigt.
During 2003–2005 several students, partially from other
universities, participated in the WGL summer student program at the Kiepenheuer-Institut for a total of 22 months.
Einmal im Jahr finden am Institut Berufserkundungstage
für Schüler von weiterbildenden Schulen statt, an welchen
etwa ein halbes Dutzend Schüler teilnimmt.
Once per year the institute organizes “days of professional
exploration” for the pupils of local high schools, which are
attended by typically half a dozen persons.
Apprenticeships
Berufliche Ausbildung
Das Kiepenheuer-Institut bietet im technischen Bereich
und im Verwaltungsbereich Ausbildungsplätze der Fachrichtungen Industrieelektronik (Gerätetechnik) und Feinmechanik, sowie Verwaltungsfachangestellte(r) an. In den
Jahren 2003 und 2004 haben drei Auszubildende ihre Lehren abgeschlossen. Zwei Mitarbeiter des Instituts sind Mitglieder von Prüfungsausschüssen der Industrie- und Handelskammer Freiburg.
The Kiepenheuer-Institut offers apprenticeships for professional education in several technical areas including industrial electronics, precision mechanics, and business administration. Three apprentices completed their education
in 2003 and 2004. Two technical-staff members participate in examination boards of the Chamber of Commerce
in Freiburg.
Continuing Education
Berufliche Weiterbildung
Das Kiepenheuer-Institut unterstützt die Fortbildung seiner Mitarbeiter im nichtwissenschaftlichen Bereich. Während des Berichtszeitraums fanden z. T. mehrtägige Fortbildungsmaßnahmen im Zusammenhang mit der Einführung der Kosten-Leistungsrechnung statt. Mehrere Mitarbeiter nehmen an mehrjährigen berufsbegleitenden Fortbildungen in den Bereichen Informations- und Kommunikationstechnologie und Konstruktion teil. Ein Mitarbeiter
absolviert ein berufsbegleitendes Fachhochschulstudium.
Mehrere Mitarbeiter aus dem administrativen und technischen Bereich nahmen an Fortbildungsveranstaltungen
teil.
22
The Kiepenheuer-Institut supports continuing education of
its non-scientific staff through a number of measures. Numerous courses, often covering several days, were attended
in the context of the introduction of cost performance accounting. Several technical-staff members receive continuing education in the areas of IT and mechanical design lasting several years. One staff member is enrolled in an advanced technical college with the aim of earning a degree
in engineering. Several members of the technical and administrative staff attended short-term training courses.
A BOUT
Öffentlichkeitsarbeit
THE
KIS
Public Outreach
Die Öffentlichkeitsarbeit des
Kiepenheuer-Instituts
umfasst Führungen am Observatorium Schauinsland, Beantwortung von Anfragen, die
Bereitstellung der Institutsseiten im world wide web, sowie öffentliche Vorträge. Das
Institut arbeitet mit den lokalen Amateurastronomen, den
Sternfreunden Breisgau, und
mit dem Planetarium Freiburg
zusammen.
Public
outreach
at
the
Kiepenheuer-Institut involves
guided tours of the Schauinsland Observatory, answers to
questions from outside and the
presentation of the institute in
the world wide web, as well as
public talks on various occasions. The institute collaborates
with local amateur astronomers
and with the Freiburg planetarium.
There is a long tradition of givDas Observatorium Schau- 60 Jahre Öffentlichkeitsarbeit am Observatorium Schauins– ing guided public tours of the
insland hat eine lange Tradi- land: der damalige Direktor des Fraunhofer-Instituts, K. O. Schauinsland observatory, on
tion in der Öffentlichkeitsar- Kiepenheuer (halb verdeckt links vom Bild der Sonne), zeigt every last Sunday of the months
beit (siehe Bild); hier finden Besuchern die partielle Sonnenfinsternis am 9. Juli 1945.
May to September. The visitors
jedes Jahr am letzten Sonnare informed about the history
tag des Monats öffentliche Führungen von Mai bis Septem- of the institute and solar-system astronomy, and get an idea
ber statt. Die Besucher erhalten Information über die Ge- about the odds and ends of research work. Guided tours are
schichte des Instituts und über die Astronomie des Son- also organized upon request for, e.g., school classes. There
nensystems, sowie einen Einblick in die Forschungsarbeit. are public events or student exercises on special occasions
Weitere Führungen, z.B. von Schulklassen, finden auf An- like lunar or solar eclipses. For example, the Venus transit
frage statt. Bei besonderen Anlässen, wie Sonnen- oder on June 8, 2004, has attracted many spectators to visit the
Mondfinsternissen, finden ebenfalls öffentliche Veranstal- Schauinsland observatory, which also received substantial
tungen oder Praktika statt. Ein Beispiel war der Durchgang coverage in the nation-wide news that day. About 850 perder Venus vor der Sonne am 8. 6. 2004, der viele Menschen sons visit the Schauinsland observatory in 2003 and 1278
auf den Schauinsland lockte (s. Bilder unten). Ein Fernseh- persons in 2004.
team berichtete von diesem Ereignis in mehreren Nachrichtensendungen, darunter in der Tagesschau. Im Jahr 2003 Guided tours of the solar facilities on Tenerife are orgabesuchen etwa 850 Personen das Observatorium auf dem nized by the Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) in
coordination with the German operating staff. The most
Schauinsland, im Jahr 2004 waren es 1278 Personen.
prominent means of public outreach on the world wide web
Führungen im Sonnenobservatorium auf Teneriffa werden is the “Picture of the Month”, featured by the home page of
vom IAC in Absprache mit den deutschen Betreibern orga- the Kiepenheuer-Institut (http://www.kis.uni-freiburg.de).
nisiert. Im world wide web erscheint das “Bild des Monats” In these pictures scientific results of the institute or imporauf der home page des Kiepenheuer-Instituts. Hier werden tant events are being presented to the public. Occasionally,
wissenschaftliche Ergebnisse oder das Institut betreffende a “Picture of the Week” features a particularly interesting
Ereignisse für die Öffentlichkeit dargestellt. Gegebenen- recent result. The earlier pictures of the month have been
falls werden aktu- archived and are
elle Ergebnisse als also available on
“Bild der Woche” the web. They
präsentiert.
Bil- form a record
der der Vormonate of the institute’s
sind archiviert und scientific work.
ebenfalls über das
www zugänglich.
Astronomen, Amateure und Interessierte beobachten den Transit der Venus am Observatorium Schauinsland am 8. Juni 2004.
23
C OMPUTER -S IMULATIONEN
Computer-Simulationen
der Sonne
Computer simulations
of the Sun
Wie können wir das Schicksal der Sonne Milliarden von
Jahren vorhersagen? Warum glauben wir die Topologie der
konvektiven Strömungen unter der Sonnenoberfläche zu
kennen, obwohl diese Schichten der Beobachtung verborgen bleiben? Warum sprechen wir wie selbstverständlich
über Schockfronten in der Chromosphäre oder über magnetische Rekonnektion in der Korona, obwohl diese bis
heute nicht beobachtet wurden? Die Antwort lautet immer
gleich: Auf Grund von Computersimulationen, die auf wenigen physikalischen Grundgesetzen basieren, die überall
im Universum gültig sind.
How do we know about the evolution of the Sun, billions of
years into the future and back in the past? How about the
convective flow topology below the solar surface where nobody can look at? Why do we naturally speak about shocks
in the chromosphere or magnetic reconnection in the corona although these have not been observed yet? The answer is always the same: Because of computer simulations
that are based on a few basic physical laws which are valid
throughout the universe.
Numerische Experimente
Mit Himmelskörper kann man nicht im Labor experimentieren. Um Sterne und die Sonne genauer zu untersuchen,
bauen wir sie nach – in einem virtuellen Laboratorium, wo
mit ihnen experimentiert werden kann. Computergestützte Astrophysik beinhaltet das Experimentieren mit astrophysikalischen Systemen in einem virtuellen Laboratorium, vergleichbar dem Manipulieren mit realen Proben im
klassischen Physikexperiment. Computersimulationen gehen über das bloße Integrieren von partiellen Differentialgleichungen unter gegebenen Randbedingungen hinaus.
Simulationen zielen meist auf die Frage „Was geschieht
wenn?“ und nicht nur „Was ist die Lösung dieser Gleichungen?“. (M. L. Norman, Computational Astrophysics,
ASP Conference Series Vol. 123, 1997). Zum Beispiel wurden am KIS numerische Experimente mit folgender Fragestellung ausgeführt: Wie beeinflusst die Anfangsfeldstärke den Pfad von magnetischen Flussröhren, die durch
die Konvektionszone aufsteigen? Was geschieht mit einem
koronalen Bogen, wenn der räumliche Bereich der Energiezufuhr an den Fußpunkten verändert wird? Was geschieht,
wenn in einer Simulation der Konvektionszone das Magnetfeld berücksichtigt wird und was, wenn die chemische
Zusammensetzung des Plasmas um Kohlenmonoxid erweitert wird? Durch Ein- und Ausschalten verschiedener physikalischer Prozesse lässt sich physikalische Intuition bezüglich des simulierten Systems gewinnen, die zur Verbesserung des theoretischen Modells und zu neuen Ansätzen
für die Beobachtungen führt. In einer ersten Phase der Simulation geht es darum, gesicherte Eckdaten aus Beobachtungen zu reproduzieren, um in einer zweiten Phase beobachtbare Voraussagen zu machen, welche neuen Beobachtungen standhalten müssen. Schließlich können Simulationen, die alle beobachtbaren Größen richtig wiedergeben,
über Zeiträume und Regionen informieren, die der Beobachtung verborgen bleiben; zum Beispiel über die Entwicklung der Sonne in Milliarden von Jahren, die konvektive
Strömung unterhalb der Sonnenoberfläche, Schockfronten
in der Chromosphäre oder Rekonnektion in der Korona.
24
Numerical Experiments
Because celestial bodies are not amenable to laboratory experiments like the probes of a solid state physicist, we cannot take them to pieces nor experiment with them. All we
know from stars and the Sun is from remote sensing. In order to have a closer look at stars and the Sun we take them
into the theoretical laboratory for experimenting. Computational astrophysics is to experiment with virtual astrophysical systems in a virtual laboratory, comparable to the
manipulation with real probes in classical physics experiments. Computer simulations are more than just the integration of partial differential equations under given boundary conditions. They are generally motivated by the question “What happens if” more so than “What is the solution
to these equations?”. (M. L. Norman, Computational Astrophysics, ASP Conference Series Vol. 123, 1997). For example, simulations at the KIS address the questions: What
happens to the travel path of magnetic flux tubes that rise
through the convection zone if we change their initial field
strength? What happens to a coronal loop if varying the
spatial extent of the energy deposition at its foot points?
What happens if introducing magnetic fields into a relaxed
state of convective flow, or what if introducing the molecule CO to the solar plasma mixture? By means of experimenting we gain physical intuition with respect to the system under investigation, for example by switching on and
off process ingredients. This may lead to the improvement
of theoretical models and to new approaches for observations. In an early phase, the simulation shall reproduce key
data from observations leading to the prediction of observations in a second phase, which must be checked against
new observations. Finally, if the simulation reproduces all
observed data correctly it can confidently inform us on
physical processes that are not accessible to direct observations: For example about the evolution of the Sun billions
of years from now, the topology of convective flow beneath
the solar surface, shocks in the solar chromosphere or magnetic reconnection in the corona.
C OMPUTER S IMULATIONS
Theorie – Simulation – Beobachtung
Theory – Simulation – Observations
Numerische Astrophysik steht in enger Wechselbeziehung
mit Theorie und Beobachtung und kann als eigene Disziplin angesehen werden, angesiedelt zwischen theoretischer
und experimenteller Forschung. Zuerst stellt die Theorie
die physikalischen Gleichungen zur Verfügung, welche das
zu simulierende System beschreiben. Zweitens werden theoretische Konzepte wie Erhaltungssätze bei der Konstruktion numerischer Algorithmen verwendet. Drittens dienen
analytische Lösungen zur Überprüfung der Genauigkeit
von numerischen Lösungen (code validation). Schließlich
möchte man komplexe Simulationsresultate auf ein einfaches, leicht verständliches, analytisches Modell zurückführen, welches die essentielle Physik der Simulation beinhaltet.
Computational Astrophysics is in close interaction with
theory and observation; it can be considered as an own
discipline between theoretical and experimental research.
Theory, firstly, provides the physical equations that describe the system to be simulated. Secondly, concepts of
theoretical physics enter the construction of numerical algorithms, e.g. conservation laws. Thirdly, analytical solutions serve for code validation. Finally, for a conceivable
explanation, one often seeks to recast complex simulation
results into a simple, analytical textbook model that encompasses the relevant physical processes. The output of such
a simulation generally consists of a time sequence of tables that give the physical condition of the system at discrete locations (grid cells) of the computational domain.
These, usually large data sets, can be reduced to observable quantities. For example, having obtained density, velocity, and temperature for each grid cell of the three-dimensional simulation box of granular flow at the solar surface, we can compute the outward intensity into the vertical
direction, corresponding to the intensity emanating from
the solar surface at disk center. In this way the simulations
Eine Simulation liefert den Zustand des physikalischen Systems an diskreten Stellen (Zellen) des Berechnungsgebiets
zu jedem Zeitschritt. Dadurch fällt eine enorme Datenmenge an, welche aber auf beobachtbare physikalische Größen
reduziert werden kann. Zum Beispiel kann aus einem dreidimensionalen Würfel, in welchem Granulation an der Sonnenoberfläche simuliert wird, die austretende Intensität in
vertikaler Richtung, entsprechend der Intensität in
Measurement
der Mitte der Sonnenscheibe, berechnet werden. Da40 Fe I 1564.8 nm
θ =30
durch kann kann eine Simulation auf eine virtuelle „Beobachtung“ redu30
ziert werden, die nun mit
realen Beobachtungen verglichen werden kann. Falls
die Simulation die Beob20
achtung nicht reproduzieren kann, deutet dies darauf hin, dass wesentliche
physikalische Phänomene
10
unberücksichtigt blieben,
numerische Schwierigkeiten auftraten, die Beob0
achtungen ungenau sind,
oder aber eine Kombina30
10
20
0
tion dieser Probleme vorliegt.
−0.3
−0.1
0.1
Theoretical prediction
40
θ =30
Fe I 1564.8 nm
30
20
10
0
0
0.3 −0.6
10
−0.2
20
0.2
30
0.6
Fig. 1: Polarisation eines Sonnenflecks. Beobachtungen (links) werden mit synthetischen Daten verglichen.
Polarization of a sunspot. Observations (left) are compared to synthetic data.
(Schlichenmaier, Müller & Beck, 2005)
25
Synthetische Beobachtungen
Die Berechnung synthetischer Beobachtungsdaten erfordert gewöhnlich das Lösen der Strahlungstransportgleichung, oft unter Berücksichtigung der Polarisation. Solche Berechnungen sind manchmal so aufwändig bezüglich Programmierung und Berechnung wie die Simulation
selbst. Zum Beispiel wurde für die Analyse von Simulationen von penumbralen Filamenten die Strahlungstransportgleichung für polarisiertes Licht längs einer großen Anzahl
von Sichtlinien integriert, welche das Berechnungsgebiet
an verschiedenen Stellen durchlaufen. Dadurch erhält man
Polarisationskarten als einer Funktion von Ort, Neigungswinkel und Wellenlänge. Der Vergleich mit beobachteten
Sonnenfleckenpenumbren zeigt, dass solche Karten Auskünfte über die Diskontinuität des Magnetfeldes zwischen
Filament und penumbralem Hintergrundfeld geben.
Methoden der Computersimulation
can be reduced to “observations” of the virtual system that
now can be compared to observations of the real Sun. This
“reality check” tells us how good the simulation is and how
well we have understood the physical system under investigation. A mismatch between virtual and real observation
indicates that either essential physical processes were not
or erroneously taken into account, that numerical problems
occurred, that the observations are inaccurate, or a combination thereof.
Synthetic Observations
The production of virtual observations, like the intensity
maps mentioned above, mostly proceeds by radiative transfer, often taking polarization into account. It can take as
much effort in programming and computing time as the
simulation itself. For example, for the analysis of simulations of penumbral filaments we integrated the equations of radiative transfer for polarized light along lines
of sight traversing the computational domain under various angles and at various locations. This results in polarization maps. Comparing to measured ones of sunspot penumbrae we found that these maps bear information on the
tangential discontinuity between the magnetic field of the
filaments and the penumbral
background field. Different
from inversion techniques by
which one tries to infer the
underlying physical system
directly from observed quantities, the here described technique, sometimes called forward modelling, aims at deriving the underlying physical
system from first principles,
checking it against the real
world by comparing synthetic with real observations. It is
believed that forward modelling is less vulnerable to ambiguities than inversions are.
Um eine Simulation auszuführen wird das Rechengebiet in
kleine, diskrete Zellen unterteilt (Rechengitter), in denen,
stellvertretend für die ganze Zelle, jeweils ein Wert für
physikalische Größen wie Dichte, Geschwindigkeit oder
Temperatur steht. Ausgehend von einem bestimmten Anfangszustand dieser Größen, lässt sich deren Entwicklung in der
Zeit darstellen, indem die
Grundgleichungen, die das
astrophysikalische System
beschreiben, Zeitschritt
für Zeitschritt und für jede
Zelle mit dem Computer
integriert werden. Solche
Grundgleichungen bilden
typischerweise das System der magneto-hydrodynamischen Gleichungen, wobei die KompleFig. 2: Simulation eines Ausschnitts der Konvektionszone.
xität aus verschiedenen Simulation of a piece of convection zone.
Methods of Computer
Quelltermen in der En- (Ossendrijver, Stix & Brandenburg, A&A 376 (2001), 713)
ergie- und Impulsbilanz
Simulations
herrührt, etwa aus StrahIn order to carry out the computation, the domain of simlungsverlusten, Gravitations- und Corioliskräften usw.
ulation is subdivided into small, discrete cells. To each cell
Gewöhnlich umfasst das berechnete Gebiet nur einen Teil associated are physical quantities that represent its average
des kompletten astrophysikalischen Systems; zum Beispiel state like density, velocity, temperature, magnetic field, etc.
einen kleinen Ausschnitt aus der Konvektionszone oder Starting from a given, prescribed initial state, one can comeinige Granulen an der Sonnenoberfläche. Deshalb sind pute the evolution of these quantities with time by integratRandbedingungen notwendig, welche die Wechselwirkung ing the basic equations that describe the astrophysical sysdes Berechnungsgebietes mit dessen Umgebung beschrei- tem to be simulated time step by time step for each cell.
26
ben, die nicht Teil der Simulation ist. Das Stellen von Randbedingungen erfordert deshalb gute physikalische Intuition und oft müssen diese in einer Simulation variiert werden, um deren Einfluss auf die Lösung besser kennen zu
lernen. Je feiner Raum und Zeit in Zellen unterteilt sind,
desto genauer die Rechnung, um so größer aber auch der
Rechenaufwand. Während früher die Rechnungen auf einigen hundert bis tausend Gitterzellen ausgeführt wurden,
umfassen heutige Simulationen bis zu 1024 x 1024 x 1024
räumliche Zellen. Der enorme Fortschritt der rechnergestützten Astrophysik beruht einerseits auf der Entwicklung immer schnellerer Computer, deren Rechenleistung
sich über die letzten 30 Jahre alle 18 Monate verdoppelt hat
(Gesetz von Moore), andererseits auf der Entwicklung und
Verbesserung von Algorithmen, deren Effizienz ebenfalls
zunimmt. Manche moderne Methoden der numerischen
Fluiddynamik schließen physikalische Gesetze wie Erhaltungssätze oder die Sprungbedingungen für Schockfronten direkt mit in die diskrete Formulierung der Gleichungen ein. Gitteradaptionstechniken erhöhen die Anzahl der
Gitterpunkte im Rechengitter automatisch dort, wo eine
größere Genauigkeit erforderlich ist und tragen so zu einer
These basic equations are typically the system of magnetohydrodynamic equations, where complexity enters from
different kinds of source and sink terms in the energy and
momentum equation, such as radiative losses, gravitational or Coriolis force, etc.
Usually the computational domain encompasses only part
of the complete astrophysical system: for example a small
piece of the convection zone, or a few granules at the solar surface. Therefore, boundary conditions specify the interaction of the simulation domain with the environment
that is not part of the simulation. It requires good physical intuition to specify reasonable boundary conditions and
sometimes they need to be varied over several simulation
runs in order to acquire better knowledge on their influence on the solution. The finer the subdivision of spacetime in cells, the more accurate is the computation, but also
the more computationally expensive. While early simulations were carried out with a few hundred to thousands of
computational cells, today’s simulations encompass up to
1024 x 1024 x 1024 spatial cells. The enormous progress
of computational astrophysics over the past few decades
is based on the development of ever
faster computers whose computing
power doubled every 18 months over
the past 35 years (Moore’s law). On
the other hand it is also due to the
invention and development of ever
more efficient numerical algorithms.
Many modern methods of computational fluid dynamics directly include
physical laws in the finite difference
formulation of the equations, such as
conservation laws or the jump conditions for shock fronts. A technique
that substantially increases the computational efficiency is the automatic adaptive mesh refinement: use of a
closer mesh at locations in the computational domain where an accuracy limit calls for. Progresses in computational power and algorithmic efficiency have considerably enlarged
the simulation opportunities with respect to dimensionality, spatial and
temporal resolution, and physical
complexity. Yet, compromises must
be made: If the dimensionality is inFig. 3: Simulation einer magnetischen Flussröhre welche durch die Konvektionszone an die
creased, the physical complexity of a
Sonnenoberfläche steigt, um dort als Sonnenfleckenpaar zu erscheinen.
formerly one-dimensional simulation
Simulation of a magnetic flux tube rising through the convection zone, leading to a
may have to be reduced and vice versunspot pair at the solar surface. (From Caligari, Moreno-Insertis & Schüssler, ApJ 441
sa.
(1995), 886)
27
enormen Effizienzsteigerung bei. Fortschritte in Rechenleistung und Effizienz von Algorithmen haben die Simulationsmöglichkeiten beträchtlich erweitert – bezüglich Dimensionalität des Berechnungsgebiets, räumlich-zeitlicher
Auflösung und physikalischer Komplexität. Kompromisse müssen jedoch noch immer eingegangen werden. Wird
zum Beispiel die Dimensionalität erhöht, so muss möglicherweise die physikalische Komplexität der Simulation
reduziert werden.
Entwicklungen bis 2003
Seit 1980 werden am KIS mit dem Programm SONNE Simulationen der zeitlichen Entwicklung der Sonne durchgeführt, mit dem Ziel einer stetigen Verbesserung des Standard - Sonnenmodells. Zu den damit untersuchten Themen
gehören das solare Neutrino-Problem, Abweichungen von
der idealen Gasgleichung, konvektive Strömungen an der
Sonnenoberfläche und am unteren Rand der Konvektionszone, die Ausdünnung von Lithium und Beryllium, die Stabilität des Kerns der Sonne und das gravitationsbedingte
Absinken von Helium. Dieses Programm diente auch zur
Beschreibung der Entwicklung von magnetischen Strukturen innerhalb der Konvektionszone.
Erste Magnetische Flussröhren
Diese magnetischen Flussröhren – das sind Konzentrationen von Magnetfeldern in röhrenähnlichen Formen – treten in sehr verschiedenen Größen und Anordnungen auf
der Sonne in Erscheinung. So sind auch Sonnenflecken die
Austrittsstellen großer magnetischer Flussröhren auf der
sichtbaren Sonnenoberfläche. Man nimmt an, dass solche
Flussröhren ihren Ursprung am unteren Rand der Konvektionszone haben und von dort innerhalb etwa eines Monats
an die Oberfläche aufsteigen. Dieser Prozess war Gegenstand intensiver numerischer Simulationen am KIS in der
ersten Hälfte der neunziger Jahre. Simuliert wurden dabei
die Bewegungen einer eindimensionalen (dünnen) Flussröhre in der Konvektionszone (als Schale um die Sonne modelliert, siehe Fig. 3) unter dem Einfluss von Auftriebskräften, magnetischer Spannung sowie der Corioliskraft. Diese
Rechnungen konnten eine Verbindung zwischen den magnetischen Feldern, die in der „overshoot-layer“ erzeugt und
gespeichert werden, und ihrem Erscheinen in der Form von
Sonnenflecken an der Oberfläche etablieren. Ein Ergebnis
dieser Untersuchungen war, dass magnetische Flussröhren
am unteren Rand der Konvektionszone eine Feldstärke von
10 Tesla haben müssen, damit die Verteilung der Sonnenflecken über die Breitengrade sowie der Winkel zwischen
vorauslaufenden und nachfolgenden Flecken korrekt wiedergegeben werden können. Fig. 3 zeigt einen Schnapp-
28
Development until 2003
Since 1980 computer simulations of the solar evolution,
aiming at a steady improvement of the standard solar model have been performed at the KIS with the code SONNE.
Questions relating to the neutrino problem, deviations from
the perfect-gas state, convective overshooting at the solar
surface and at the base of the convection zone, the depletion
of lithium and beryllium, the stability of the solar core, and
the gravitational settling of helium were addressed. This
code served also to describe the background of the evolution of magnetic structures in the solar interior.
Pioneering magnetic flux tubes
These magnetic flux tubes or ropes – the concentration
of magnetic field in a tube-like form – occur on different
scales and locations on the Sun. Sunspots are a manifestation of magnetic flux tubes intersecting the visible surface.
These flux tubes are thought to originate from the basis of
the convection zone from where they rise within one month
to the solar surface. This process was the subject of intense
numerical simulations at the KIS. The movement of a onedimensional (thin) magnetic flux tube in the three-dimensional space of the convection-zone shell, subjected to the
forces of buoyancy, drag, magnetic tension, and to the Coriolis force that act on each mass element of the tube, was
simulated. Here we established the connection between the
magnetic field generated and stored in the overshoot layer
and its appearance in the form of sunspots at the solar surface. By numerical experimentation it was found that the
magnetic flux tubes must have a field strength of 10 Tesla at
the base of the convection zone in order that the latitudinal
distribution of sunspots and the inclination angle between
leading and following spot were correctly reproduced. Fig.
3, which shows a snapshot of a rising flux tube, became an
icon of computational solar physics and the corresponding
publication was heavily cited according to the Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS). These simulations were later extended to cool stars which led to an explanation of the “coronal dividing line” in the HertzsprungRussell-diagram.
Magnetic flux tubes occur at the solar surface also in the
form of tiny, bright “points” and “crinkles” with a spatial
extension of around 100 km. Unlike sunspots, they are exposed to the buffeting by granules so that they are constantly pushed along the intergranular space. Early computer simulations at the KIS treated these objects, often
called magnetic elements. Radiative transfer was fully taken into account, showing that extra radiation is escaping
magnetic elements, which act like radiation leaks. Today
it is clear that this property of magnetic elements substan-
schuss einer solchen aufsteigenden Flussröhre; dieses Bild wurde zu einem Sinnbild der numerischen Sonnenphysik und der
Fachartikel, in dem es erschien,
wurde laut Smithsonian/NASA
Astrophysics Data System (ADS)
sehr zahlreich von anderen Arbeiten zitiert. Diese Simulationen
wurden später dann ausgedehnt
auf kühle Sterne und führten zu
einer Erklärung der sogenannten
„koronalen Trennlinie“ im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
Fig. 4: Konvektive Strömung in Wechselwirkung mit einer magnetischen Flussschicht. Standbild
Magnetische Flussröhren er- aus einer zweidimensionalen magnetohydrodynamischen Simulation.
scheinen auf der Sonnenober- Convective flow interacting with a magnetic flux sheet. Snapshot of a two-dimensional magfläche auch in Form von relativ netohydrodynamical simulation. (Steiner, Grossmann-Doerth, Knölker & Schüssler, ApJ (1998),
kleinen aber hellen „Punkten“ 495)
und „Falten“ mit einer räumlichen Ausdehnung von lediglich rund 100 km. Im Unter- tially contributes to the solar radiance variability, in fact it
schied zu Sonnenflecken sind sie jedoch den Stößen durch overcompensates the radiative deficit of sunspots. The nuGranulen ausgesetzt, so dass sie permanent hin und her ge- merical simulations also predicted that this radiative loss
schoben werden. Diese kleinräumigen magnetischen Ele- drives a plasma flow convergent on the magnetic element.
mente waren Gegenstand früher numerischer Rechnungen A similar convergent flow on pores was recently discovam KIS; der Strahlungstransport wurde dabei berücksich- ered, but a detection in the case of magnetic elements is
tigt und es zeigte sich, dass diese magnetischen Elemen- yet beyond the resolution capabilities of present-day meate erhöht Strahlung emittieren und damit wie Strahlungs- surement techniques. The simulations showed that the dylecks wirken. Heute ist es klar, dass diese erhöhte Emis- namic interaction of convective motion with the magnetic
sion der magnetischen Elemente wesentlich zur Variabili- field spurs the formation of shock waves in the photosphertät der solaren Strahlung beiträgt und sogar das durch Son- ic layers in and around the flux concentration. Fig. 4 shows
nenflecken verursachte Strahlungsdefizit überkompensiert. a snapshot from one of these simulations that, after its pubDie numerischen Simulationen sagen auch voraus, dass lication in 1994, became quickly popular and appeared in
dieser Strahlungsverlust eine Plasmaströmung in Richtung many international project proposals, as frontispiece of a
der magnetischen Elemente verursacht. Eine ähnliche Strö- conference proceeding and a solar physics journal, in text
mung bei Poren ist kürzlich entdeckt worden, aber die Be- books and theses of solar physics, and in an educational
obachtung solcher Strömungen bei magnetischen Elemen- video on the Sun. Subsequently, the same code with which
ten liegt noch jenseits des Auflösungsvermögens heutiger these simulations were carried out was successfully used
Instrumente. Die Simulationen zeigten außerdem, wie die to study the formation of magnetic elements by the condynamische Wechselwirkung zwischen konvektiven Strö- vective collapse, the polarimetric signature of pores, and
mungen und dem Magnetfeld die Bildung von Schockwel- more recently, the appearance of faculae, and wave excitalen initiiert an den Stellen der Photosphäre, wo sich der ma- tion by magnetic elements. Many of these simulations were
gnetische Fluss konzentriert. Aus einer dieser Rechnungen carried out at the High Performance Computing Center in
zeigt Fig. 4 einen Schnappschuss, der nach seiner Veröffent- Stuttgart (HLRS).
lichung 1994 schnell populär wurde, und so in vielen internationalen Projektanträgen und als Titelbild eines Kon- Yet another highlight of numerical simulations at the KIS
ferenzbuchs und einer Sonnenphysik-Zeitschrift benutzt in the late nineties was devoted to the sunspot penumbra –
wurde; auch in Fachbüchern und Dissertationen über Son- a complicated structure that radially extends from the sunnenphysik sowie in einem Lehrvideo über die Sonne fand spot umbra, consisting of magnetic flux tubes. Again, radiese Abbildung Verwendung. In der Folge wurde dersel- diative losses play a crucial role, this time driving a flow
be Code erfolgreich benutzt, um die Bildung magnetischer along and in the outward direction of the flux tubes, known
Elemente durch konvektiven Kollaps, die polarimetrischen as the Evershed flow. These simulations helped to ex-
29
Kennzeichen von Poren sowie – ganz aktuell – das
Auftreten von Fackeln und die Wellenanregung
durch magnetische Elemente zu untersuchen. Viele dieser Rechnungen wurden am HochleistungsRechenzentrum in Stuttgart (HLRS) ausgeführt.
Eine weitere numerische Simulation, die nachhaltige Aufmerksamkeit erregt hat, widmete sich der
Penumbra von Sonnenflecken - ein komplexer feinstrukturierter Ring, der die Umbra umgibt, und
10 km/s
4000 km
aus magnetischen Flussröhren besteht. Auch hier
6
14
10
spielen Strahlungsverluste in der Photosphäre die
Temperatur (1000 K)
wesentliche Rolle, indem durch sie eine auswärtsgerichtete Strömung entlang von Flussröhren ge- Fig. 5: Flussröhre in der Penumbra eines Sonnenflecks. Die schweifförmigen
trieben wird – Beobachter kennen diese Strömung penumbralen Körner und die Strömung ergeben sich aus der Simulation.
als Evershed-Strömung. Diese Simulationen ha- Magnetic flux tube in the penumbra of a sunspot. The cometary-tail like peben dazu beigetragen, dass eine Reihe von Beob- numbral grains and the flow derive from the simulation (From Schlichenmaiachtungsbefunden erklärt werden können, wie die er (1999), ASP Conference Series, Vol. 183)
Ursache der Evershed-Strömung, die Eigenbeweplain a number of observed features of the penumbra ingung und Form der penumbralen „grains“, die Topologie des Magnetfeldes, der Energietransport in der Pe- cluding the origin of the Evershed flow, the movement and
numbra, und die Existenz magnetischer Phänomene in der shape of penumbral grains, the interlacement of the penSuperpenumbra. Mit diesen Modellen kann die beobachte- umbral magnetic field, the energy transport in the penumte Polarisation im Sichtbaren und im Infraroten reprodu- bra, and even the existence of moving magnetic features in
the super-penumbra. The net circular polarization of specziert werden (s. Fig. 1).
tral lines in the visible and infrared, synthesized from this
model agrees well with measured narrow band circular poDynamos im Weltall und im Labor
larization maps of penumbrae (Fig. 1).
Nach den frühen Dynamo-Rechnungen in den 80er Jahren beschäftigten sich viele numerische Simulationen im Cosmic and Experimental Dynamos
KIS mit der Erzeugung kosmischer Magnetfelder – dem
After the early dynamo calculations in the 1980s, a number
Dynamoproblem. Vergleichende Beobachtungsdaten gibt
of numerical simulations at the KIS were devoted to the dyes hierzu nur wenig, eigentlich nur das Schmetterlingsdinamo problem. In this field, observations are rather sparse,
agramm, das die Breitengrade der Sonnenflecken im 11basically restricted to the butterfly diagram, which displays
jährigen Zyklus zeigt. Deshalb ist es sinnvoll, Ergebnisthe location of sunspots on the solar globe as a function of
Fig. 6: Ein M-Zw- time. Therefore, other ways for information are sought, for
erg im numerisch- example from stellar observations or from laboratory exen Labor. In die- periments. The fact that fully convective stars like many
sem
vollkonvek- M-dwarfs, brown dwarfs, or T-Tauri stars are known to
tiven Stern bildet possess a rather strong magnetic field poses a riddle to sosich ein grossska- lar physicists who believe that the interface where the conliges Magnetfeld.
vection zone adjoins the stably-stratified core plays a deciAn M-dwarf in sive role for dynamo action. Therefore, a fully convective,
the virtual Lab. A self-gravitating star was simulated in a box-shaped compularge-scale magtational domain running the PENCIL code on the then newnetic field forms in
ly installed Linux-cluster at the KIS. It was found that magthis fully convective star. (Dobler, netic field generation on large scales quickly takes place.
Astron. Nachr. 326 The strong magnetic flux is mostly concentrated in long
bent tubes. Even in the absence of rotation, magnetic field
(2005), 254)
generation takes place although on a slower growth rate.
30
se mit Daten stellarer Beobachtungen und von Laborexperimenten zu vergleichen. Man beobachtet, dass voll-konvektive Sterne wie M-Zwerge, braune Zwerge, und T-Tauri
Stern starke Magnetfelder besitzen, obwohl sie im Gegensatz zur Sonne voll konvektiv sind. Bei der Sonne spielen
die Scherströmungen am unteren Rand der Konvektionszone eine entscheidende Rolle bei der Verstärkung von Magnetfeldern. Um zu verstehen, wie der Dynamo bei Sternen funktioniert, die einen solchen unteren Rand nicht haben, wurde am KIS mithilfe des eigenen LINUX-Clusters
ein voll konvektiver, selbst-gravitierender Stern mit dem
PENCIL Code simuliert. Diese Simulationen haben gezeigt, dass auch in diesem Stern aufgrund der Konvektion
großskalige Magnetfelder erzeugt werden, selbst wenn der
Stern nicht rotiert.
Um ein laborgestütztes Dynamo-Experiment zu verstehen,
wurde der Aufbau und die Funktionsweise des Apparates
im russischen Perm durch kinematische Rechnungen simuliert. Dieses numerische Experiment hat zur Optimierung
des Laborexperimentes beigetragen.
Numerical experiments have been performed for predicting
the growth rate in a helical flow of liquid sodium through a
torus-shaped tube. These kinematic simulations helped to
optimize the experimental apparatus of the Perm dynamo
laboratory experiment in Russia.
Numerical simulations also serve to constrain the macroscopic constants of the mean field dynamo – a model of the
solar dynamo, based on first principles. In this way, information of highly non-linear processes can enter a more abstract parametric model. Magneto-convection in a box that
is positioned at different places in the rotating convection
zone is numerically simulated. This yields fluctuations of
the velocity and magnetic field as a function of position and
orientation of the box from where the coefficients of the so
called α- and β-tensor can be derived. The depth dependency of the component of the a tensor that takes care of
the generation of a mean poloidal from the mean toroidal
magnetic field could be determined and it was found that it
changes sign near the transition from the convection zone
proper to the adjacent stably stratified layer. The scaling
for the magnetic quenching (the saturation of the dynamo
effect imposed by the magnetic field) with magnetic field
strength was determined. The asymmetric part of the α
tensor bears information on the magnetic pumping, which
was found to act not only in the vertical but also in the horizontal direction, a fact that can be related to the butterfly
Numerische Simulationen können aber auch dazu verwendet werden, um makroskopische Konstanten der Dynamotheorie, die auf dem Konzept der mittleren Felder basiert,
zu bestimmen: Die hochgradig nicht-linearen Prozesse eines Dynamos lassen sich durch Mittelung auf großen Skalen durch Parameter für mittlere Felder beschreiben. Bei derartigen Simulationen bettet man die
numerische Box in verschiedene Regionen der
Sonne und bestimmt abhängig von der Position
makroskopische Parameter, wie den α− und den
β-Tensor, welche beschreiben, wie poloidales Magnetfeld verstärkt wird. Durch diese Experimente konnten Erkenntnisse gewonnen werden über
die Änderung des α-Tensors und über die Magnetfeldstärke bei welcher der Dynamo-Effekt sättigt. Der antisymmetrische Anteil des α-Tensors
beschreibt die Effekte des Transports von Magnetfeld, dem magnetischen Pumpen. Es hat sich gezeigt, dass dieser Transport sowohl vertikal wie
horizontal stattfindet. Der horizontale Transport
von Magnetfeld kann mit dem Schmetterlingsdiagramm verglichen werden. Diese Simulationen
haben entscheidend zu unserem Verständnis des
solaren Dynamos beigetragen, weil es gelungen
ist, die Prozesse der kleinen Skalen mit großskali- Fig. 7: Vertikaler Schnitt durch eine dreidimensionale magnetohydrodynamische Simulation der atmosphärischen Schichten von der Konvektionszone
gen Effekten auf mittlere Felder zu verknüpfen.
bis in die Chromposhäre.
Vertical section through a threedimensional magnetohydrodynamic simulation of the atmospheric layers from the convection zone to the chromosphere. (Schaffenberger, Steiner, Wedemeyer-Böhm)
31
5000
Intensity map at 1 mm
wavelength, synthesized
from a three-dimensional simulation of the
chromosphere.
(Wedemeyer-Böhm, Ludwig, Steffen, Freytag &
Holweger: Cool Stars,
Stellar Systems and the
Sun 13, (2005))
diagram of solar activity. These simulations
greatly advanced our understanding of the
solar dynamo and contributed to the foundations of the mean field theory.
4000
y [km]
Fig. 8: Synthetische Intensitätskarte bei 1 mm
Wellenlänge, berechnet
aus einer dreidimensionalen Simulation der
Chromosphäre.
3000
2000
The Dynamic Corona
1000
1000
2000
3000
x [km]
4000
Die Dynamische Korona
More recent numerical simulations at the
KIS focussed on the million degrees hot corona of the Sun, visible to the naked eye during a solar eclipse. To study the most prom5000
inent structures, coronal loops, we applied
one-dimensional models of an atmosphere
channeled by semi-circular magnetic field
lines. To resolve and follow the steep temperature gradient into the corona, we are using a numerical code with an
adaptive mesh refinement. When properly accounting for
the energy losses through radiation we find that the loops
can become unstable and evolve very dynamically. Mathematically speaking this is because of the highly non-linear
character of the governing physical laws, leading to a chaotic evolution, similar to the weather on Earth.
In den letzten Jahren wurden am KIS numerische Simulationen der Millionen Grad heißen Korona begonnen, die
während einer Sonnenfinsternis mit dem bloßen Auge zu
sehen ist. Um die augenfälligsten Strukturen – koronale
Bögen – zu modellieren, haben wir eindimensionale Rechnungen einer von halbkreisförmigen magnetischen Feldlinien begrenzten Atmosphäre durchgeführt.
Um den steilen Temperaturgradienten in die
Korona aufzulösen und zeitlich zu verfolgen,
wurde ein adaptives Rechengitter benutzt.
Es zeigte sich, dass diese koronalen Bögen
thermisch instabil werden und sich dynamisch entwickeln können, wenn man den
Energieverlusten durch Strahlung angemessen Rechnung trägt. Mathematisch gesprochen ist dies durch die Nichtlinearität der zu
Grunde liegenden physikalischen Gesetze
gegeben, was zu einem chaotischen Verhalten führt, vergleichbar der Entwicklung des Fig. 9: Zwei Momentaufnahmen der Emission aus einem thermisch instabilen koronalen Bogen in einem Abstand von 45 Minuten zeigen helles abströmendes
Wetters auf der Erde.
Plasma.
Um die Wechselwirkung der verschiedenen Two snapshots of the emission from a thermally instable coronal loop 45 minutes
magnetischen Strukturen in der Korona rea- apart show bright down-moving plasma. (Müller, PhD-Thesis)
listisch zu beschreiben, muss man allerdings
zwei- oder besser dreidimensionale Modelle
betrachten. In einem ersten Schritt haben wir die Expansi- In order to realistically simulate the interaction of various
on von magnetischen Strukturen in die Korona in zwei Di- magnetic structures in the corona, it is essential to move
mensionen studiert, wobei man einen Teil der Selbstkon- to two- or better three-dimensional space. As a first step
sistenz des Modells gegen die räumliche Komplexität ein- we modeled the expansion of magnetic structures into the
tauschen muss. Diese Rechnungen können gut auf dem Li- corona in two dimensions, trading some of the self-connux-Cluster (34 Prozessoren) des KIS durchgeführt werden sistency of the model for spatial complexity. Such simulaund dienen als Vorbereitung für komplexere dreidimensio- tions can well be run on the KIS Linux cluster (34 procesnale Modelle, um Rechenzeit an Super-Computer-Zentren, sors). This paved the road to more complex three-dimen-
32
wie dem High-Performance Computing Center in Stuttgart
oder dem John von Neumann Institute for Computing in
Jülich zu beantragen.
Entwicklungen 2004 - 2005
Kopplung an die Chromosphäre
sional models, for which our in-house computing power
serves for test runs of the simulations in order to apply for
super-computing time at, e.g., the High Performance Computing Center in Stuttgart or the John von Neumann Institute for Computing in Jülich.
Development 2004–2005
Mit dem CO5BOLD - 3D-Code konnten wir in jüngster Connecting to the Chromosphere
Zeit die Simulationen der solaren Oberflächenschichten
5
bis in die Chromosphäre hinein ausdehnen, unter Einbe- With the CO BOLD code we recently achieved to extend
ziehung von chemischen Reaktionsnetzwerken, Magnetfel- simulations of the solar surface layers into the chromodern und zeitabhängiger Ionisation des Wasserstoffs. Die- sphere, accounting for chemical reaction networks, magses einzigartige Werkzeug ermöglicht es uns deshalb, einen netic fields, and even for the time-dependent ionization and
bisher nur schlecht verstandenen, dafür aber um so hefti- level population of hydrogen. This unique tool enables us
ger diskutierten Sachverhalt gründlich zu untersuchen: die to focus research on the poorly understood but fiercely deKopplung der Konvektionszone und der Photosphäre an die bated coupling of the convective zone and the photosphere
darüberliegende Chromosphäre. Unsere Simulationen der to the chromosphere. Our simulations of the solar chrosolaren Chromosphäre sagen voraus, dass man in ruhigen, mosphere predict that the future Atacama Large Millimemagnetfeldfreien Gebieten der Sonne ein Netzwerk aus hei- ter Array (ALMA) – to be finished in 2012 – will see a netßem Gas und davon eingeschlossenen kühlen Gebieten se- work of hot gas and enclosed cool regions if directed in
hen sollte. Fig. 8 zeigt die aus unseren Rechnungen gewon- quiet, field-free regions of the Sun. Fig. 8 shows the correnene Intensität bei 1 mm Wellenlänge. Das geplante Ataca- sponding synthetic observation from our simulations. Likema Large Millimeter Array (ALMA), dessen Fertigstellung wise, we predict that the elusive carbon monoxide clouds
für 2012 projektiert ist, sollte diese Strukturen dann beob- in the solar atmosphere that were since long detected but
achten können. Eine weitere mit Hilfe von CO5BOLD ge- not spatially resolved are located in the cool regions of the
wonnene Vorhersage betrifft die lange schon diskutierten reversed granulation pattern at mid-photospheric heights.
Kohlenmonoxid-Wolken in der Sonnenatmosphäre. Deren The simulations also show that the role of carbon monoxExistenz ist schon lange bekannt, aber die räumliche Auflö- ide as a cooling agent is a minor one and that it is not resung der Beobachtungen war bisher nicht ausreichend, die- sponsible for the large thermal fluctuation in the chromose Wolken wirklich zu lokalisieren. Unseren Berechnungen sphere, as was previously thought. Recently we finished a
nach sollte das Kohlenmonoxid (CO) in den kühlen Gebie- first MHD-simulation run of the integral layers from the
ten der mittleren Photosphäre zu finden sein. Diese Simula- convection zone to the chromosphere with an initially hotionen zeigen zudem, dass die Rolle von CO bei der Strah- mogeneous vertical magnetic field. Surprisingly, we find
lungskühlung der Chromosphäre vernachlässigbar ist
und es deshalb nicht für die
großen Temperaturfluktuationen, die in der Chromosphäre auftreten, verantwortlich sein kann, so wie es
früher angenommen wurde. Die neueste Entwicklung
im CO5BOLD - Code ist das
Hinzufügen von Magnetfeldern und die Berechnung damit verbundener magnetoFig. 10: Magnetfeldstärke in drei Horizontalschnitten von 4800 x 4800 km durch eine magnetohyhydrodynamischer Effekte.
drodynamische Simulation in der Konvektionszone (links) an der Sonnenoberfläche (Mitte) und in
Erste Rechnungen mit einem der Chromosphäre (rechts).
in allen Höhenschichten hoHorizontal sections of 4800 x 4800 km through a magnetohydrodynamic simulation showing the
mogenen vertikalen Magnet- magnetic field strength in the convection zone (left), the solar surface (middle), and the chromofeld als Anfangszustand zei- sphere (right). (Schaffenberger, Steiner, Wedemeyer-Böhm)
33
gen überraschenderweise, dass ein Zusammenschluss der
Feldlinien zu einem mehr oder weniger horizontalen Magnetfeld (der sog. „magnetic canopy“) etwa in der Höhe erfolgt, in der die Chromosphäre gerade beginnt. Diese „magnetic canopy“ war schon aufgrund von Beobachtungen in
den 70er Jahren postuliert worden, war aber in den letzten
Jahren dann wieder zunehmend in Zweifel gezogen worden. Das sehr dynamische Magnetfeld in der Chromosphäre weist außerdem noch zarte Filamente mit übernormal
starken Magnetfeldern aus, die in den Kompressionszonen
von durchwandernden Schockwellen entstehen. Die Simulationen mit CO5BOLD wurden bisher hauptsächlich auf
dem KIS-eigenen 8-Prozessor SUN-Computer ausgeführt.
Für umfangreichere Rechnungen soll der NEC SX-8 Supercomputer des HLRS in Stuttgart benutzt werden – entsprechende Computerzeit wurde bereits bewilligt.
Um die benötigte Rechenzeit nicht zu groß werden zu lassen und trotzdem möglichst viel an physikalischer Komplexität und Genauigkeit beizubehalten, ist es zuweilen sinnvoll, auf die volle mehrdimensionale Behandlung zu verzichten und stattdessen nur 1D-Simulationen auszuführen.
Genau dies geschieht in einigen die Ausbreitung von Wellen in stellaren Chromosphären simulierenden Programmen: Non-LTE Strahlungstransport und die Benutzung von
Multi-Level-Atommodellen für Wasserstoff, Kalzium und
Magnesium sind nun möglich. Diese Simulationen wurden
ausgeführt, um Skalierungsregeln für die Berechnung des
gesamten Strahlungsverlustes der wichtigsten Emissionslinien in Chromosphären zu erhalten; solche Regeln sind unverzichtbar, will man mit vertretbarem Rechenzeitaufwand
auch in 3D-Simulationen den auftretenden Strahlungsverlusten Rechnung tragen.
Fortschritte in der Dynamosimulation
Es wurde ein spezielles Verfahren zur Lösung der MHD
Gleichungen entwickelt in denen die Ausbreitung von
Druckwellen vernachlässigt wird – die anelastische Näherung. Mit dem entwickelten Algorithmus ist es möglich
Zeitschritte bis zu 100 Mal länger zu wählen als bei herkömmlichen Verfahren, so dass es möglich ist den unteren
Rand der Konvektionszone sehr viel realistischer als bisher zu simulieren. Hierbei konnte unter anderem gezeigt
werden, dass die Evakuierung die bei dem Ausbruch von
magnetischem Fluss in der Dynamo-Schicht stattfindet ein
sehr wichtiger Mechanismus sein kann, um die Magnetfelder auf die extrem hohen Felder zu verstärken, die man dort
vermuten muss.
In einer weiteren Simulation wurden Eigenschaften der
Konvektion bezüglich der Strouhal-Zahl untersucht, welche das Verhältnis zwischen der Korrelationszeit des Ge-
34
the formation of a canopy of more or less horizontal magnetic field at the base of the chromosphere, a structure that
has been inferred from observations in the seventies, but
became very much doubted in more recent years. The very
dynamic magnetic field in the chromosphere exhibits delicate filaments of stronger than average field that form in the
compression zone of travelling shock waves. Simulations
with CO5BOLD were mainly carried out with the in-house
eight processor shared memory SUN computer. Large production runs are planned to run on the NEC SX-8 computer of the HLRS in Stuttgart. Computing time has been
granted.
Trading dimensionality for physical complexity and accuracy we performed one-dimensional simulations of wave
propagation in stellar chromospheres, taking full non-LTE
radiative transfer and multi-level model atoms for hydrogen, calcium, and magnesium into account. Simulations
were carried out in order to derive scaling laws for the computation of the total radiation losses from major emission
lines in a highly dynamic chromosphere. Such scaling laws
will be indispensable if accounting for radiation losses in
three-dimensional simulations.
Progress in Dynamo Simulations
A special code for the solution of a system of modified
MHD-equations in which the propagation of pressure
waves is discarded (anelastic approximation) was developed. This approximation allows for up to 100 times larger time stepping than would be the case if information is
allowed to propagate at the speed of sound. It enables the
simulation of a dynamo layer at the base of the convection
zone. The partial evacuation by disruption of field in the
dynamo layer could be demonstrated to be a potentially important mechanism of field amplification in stellar dynamos. Also the formation of flux tubes out of an initially homogeneous dynamo layer and their subsequent rise through
the convection zone was for the first time simulated in three
spatial dimensions.
The correlation time of the velocity field and the turnover
time of convection was determined from numerical simulations of convection. The ratio of these quantities, the Strouhal number, is the decisive number for the applicability of
the first order smoothing approximation in the mean field
dynamo theory. The Strouhal number was found to be large
enough to suggest that higher than first order contributions
might be important. Convection simulations in a rotating
frame of reference were carried out to gain a better understanding of the angular momentum transport in the convection zone and hence of differential rotation. The main result
was that the turbulent angular momentum transport dimin-
schwindigkeitsfeldes und der Zeitskala der Umwälzung
misst. Es hat sich gezeigt, dass die Strouhal-Zahl so groß
ist, dass bei einer wesentlichen Näherung der Theorie der
mittleren Felder, nicht nur die Terme 1. Ordnung wie normalerweise angenommen, sondern auch die Terme höherer
Ordnung beitragen können. Konvektionsrechnungen in rotierenden Medien wurden durchgeführt, um den Transport
von Drehimpuls beziehungsweise die differentielle Rotation der solaren Konvektionszone besser zu verstehen. Das
Hauptergebnis bestand darin, dass der turbulente Transport
von Drehimpuls mit der Erhöhung der Rotationsrate signifikant abnimmt, und dass die Rotationsrate einen wesentlichen Einfluss auf die Mischungsweglänge hat, mit welcher die Effektivität der Konvektion parametrisiert wird. In
den tiefen Schichten der Konvektionszone ist diese um das
zwei- bis fünffache erniedrigt.
Wie wird die Korona geheizt?
ishes significantly as rotation is increased. It was also found
that rotation has a profound effect on the mixing length of
convection, in particular in deep layers of the convection
zone, where it is reduced by a factor of two to five.
Heating the Corona
Over the last two years work on the simulation of coronal structures concentrated on models that account for the
full three-dimensional structure, especially the interaction of different magnetic building blocks. Aiming at an
understanding of the mechanism that heats the corona to
a million degrees we account for the braiding of magnetic
field lines induced by horizontal motions at the stellar surface. On the basis of the Pencil code we developed physics modules to include the relevant processes in the corona, especially heat conduction and radiative losses. Timedependent boundary conditions were implemented to prescribe the varying velocity and magnetic field at the lower boundary. Once sufficiently accurate observations of the
solar surface fields that drive the corona become available,
for example with the new 1.5m GREGOR telescope, they will
serve as a constraint of the driving mechanism. Presently we use the in-house Linux cluster for test runs. In a typical run we evolve the physical equations on a time scale
of some 0.02 seconds. In order to advance half an hour of
real time, which is desirable for an adequate simulation, we
In den letzten beiden Jahren konzentrierten sich unsere Bemühungen bei den Modellen der Korona insbesondere auf eine Beschreibung der dreidimensionalen Struktur und der Wechselwirkung der einzelnen Bausteine der
Korona untereinander. Um die Korona zu untersuchen, haben wir Modelle betrachtet, in denen die Heizung durch
ein Verflechten der Magnetfeldlinien geschieht, was wiederum durch horizontale Bewegungen an der Sternoberfläche verursacht wird. Zu diesem Zweck haben wir den PENCIL-Code benutzt und diesen
durch Physik-Module erweitert,
insbesondere durch solche, die
Wärmeleitung und Strahlungsverluste in das Modell einführen. Ebenso wurde eine zeitabhängige Randbedingung implementiert, die es erlaubt, die
Geschwindigkeiten am unteren
Rand vorzugeben. Dies ermöglicht es, beobachtete Geschwindigkeitsfelder zu benutzen, sobald sie in ausreichender Qualität zur Verfügung stehen, etwa
mit Hilfe des neuen 1.5m-Teleskopes GREGOR. Derzeit benutzen wir unseren KIS-LinuxCluster für Testrechnungen dieser Simulationen. In einem ty6
5
pischen Lauf entwickeln wir die physikalischen Glei- Fig. 11: Momentaufnahme der Emission bei 10 K (in grün) und bei 10
chungen mit Zeitschritten von etwa 0.02 Sekunden. Um K (in rot) aus einer 3D-Simulation der Korona (60 Mm x 34 Mm)
eine halbe Stunde echte Zeit auf der Sonne abzudecken Snapshot of the emission at 106 K (in green) and at 105 K (in red) from
müssen wir somit etwa 100,000 Zeitschritte rechnen. a 3D simulation of the corona (60 Mm x 34 Mm).
Bei einer Rechnung auf einem Gitter mit 5123 Zellen (Peter, Gudiksen & Nordlund)
35
entspricht dies etwa 10,000 Stunden auf einem modernen
Prozessor, entsprechend einigen Wochen auf dem 34-Prozessor KIS-Cluster. Für noch größere Simulationen werden wir daher Rechenzeit an Super-Computer-Zentren beantragen.
Ausblick
Da die numerischen Simulationen, die das Sonneninnere
und ihre Atmosphäre beschreiben,zunehmend realistischer
werden, können wir hoffen, diese komplexen Systeme bald
adäquat beschreiben zu können. Wie oben ausgeführt, beteiligt sich das KIS auf mehreren Gebieten an diesen Anstrengungen.
Die neuen Simulationsrechnungen, die zu synthetischen
Beobachtungsergebnissen führen, werden mithelfen, die
immer umfangreicheren und hochwertigeren Beobachtungsergebnisse zu verstehen. Diese werden beispielsweise
vom neuen 1.5m-Teleskop GREGOR kommen, vom ballongetragenen Sunrise-Teleskop mit 1m Öffnung, vom Advanced Technology Solar Telescope und von künftigen Weltraum-Missionen wie Solar-B, Solar Dynamics Observatory und Solar Orbiter.
Künftig werden Computersimulationen ein integraler Bestandteil der Datenauswertung sein, weil nur so die ganze
Komplexität der Sonne begriffen werden kann. Aufgrund
der intensiven Zusammenarbeit zwischen den experimentellen und den theoretischen Gruppen ist das KIS bestens
auf die neuen Herausforderungen der Sonnenphysik vorbereitet.
36
would have to compute some 100,000 time steps. For simulations with 5123 grid-points, we will need approximately 10,000 hours on a modern processor, which translates to
a couple of weeks on our in-house 34 processor cluster. For
even larger simulations we will therefore apply for computing time at a super-computing center.
Outlook
As the numerical simulations describing the physical processes in the Sun’s interior and atmosphere become more
and more realistic, we might hope to describe this very
complex system adequately. As shown above, the KIS is
contributing to these efforts in various fields.
The advanced simulations, providing synthetic observations, will help us to understand the increasing amount
of high-quality observational data from new instruments,
like the 1.5m ground-based telescope GREGOR, the 1m balloon telescope Sunrise, the 4m Advanced Technology Solar Telescope and future space missions like Solar-B, Solar
Dynamics Observatory or Solar Orbiter.
Computer simulations will be an integral part of the data
analysis process in the future, because only they can provide the complexity as found with the Sun. Through the
very intense interaction of its observational and theoretical
groups, the Kiepenheuer-Institut is well prepared to face
these new challenges in solar physics.
3,n3
=m2,n2
i1=m1,n1+1
--- State
averages
(linear)
--Computer
codes presently
used for simulations
at the KIS
_avg(
i1,i2,i3)=
wl(i1) * P(
i1-1,i2,i
• CANEM is a high-order finite-difference
code for anelastic, compressible magnetohydrodynamics
in
Cartesi- ,i2,i
(1.0-wl(i1))*
P(
i1
an geometry and three spatial dimensions. It is used for high-resolution local simulations of convection and dynamo-related processes in the lower half of the convection zone of the Sun and solar-type stars. Code development,
M. Ossendrijver.
• CO BOLD
is a finite volume code for solving
the hydrodynamic equations
in two or threesqrt(rho)
spatial dimensions. It is
--- Roe
averages:
weighting
with
--based on Riemann solvers and higher order reconstruction schemes, optionally including radiative transfer, magnetic field, chemical networks, ionization in non-LTE, dust formation. This code, originally developed by B. Freytag,
ho_til(
i1,i2,i3)=sqrt_rho(i1-1,i2,i3)*sqrt_rho
is used for simulating processes from the convection zone to the chromosphere. www.astro.uu.se/co5bold/_
main.html
rho
=sqrt_rho(i1-1,i2,i3)/(sqrt_rh
• DP is a finite difference code for astrophysical hydrodynamical simulations in 2D or 3D Cartesian and cylindrical
parallelized with MPI. The discretization is accurately up to 10thi1-1,i2,i3)-v1(
order (spatially) and 5th order in time.
1_til(geometry,
i1,i2,i3)=wrho*(v1(
This code is used for stellar convection including differential rotation. Code developed by Ch. Hupfer.
2_til(• LOCOi1,i2,i3)=wrho*(v2(
iis1,i2,i3)=wrho*(v2(
i1-1,i2,i3)-v2(
a finite-difference code that works in Cartesian coordinates and
is used to simulate convection in local
domains including the effects of rotation and magnetic fields. The code is parallelized with MPI. The results of the
are used to study the theories of convective turbulence and mean-fi
eld dynamos. Original code version
3_til(simulations
i1,i2,i3)=wrho*(v3(
i1-1,i2,i3)-v3(
by S. E. Caunt and M. J. Korpi modified and extended by P. Käpylä.
i_til • MOVINGTUBE is a Lagrangian fi=wrho*(ei(
i1-1,i2,i3)-ei(
nite difference code 2nd order accurate
for computing the dynamical evoluti5
on of a one-dimensional magnetic flux tube in two-dimensional space. The tube is treated in either the thin-tube
or two-mode approximation. It is used for the simulation of penumbral filaments. Code authorship R. Schlichenmaier and K. Jahn.
--- Derived
Roe
averages
• PENCIL is a high-order
finite-difference
code for compressible --hydrodynamic flows with magnetic fields in three
spatial dimensions. It is used for the simulation of stellar dynamos, dynamo experiments, magnetohydrodynamic
_til(i1,i2,i3)
= fields.
rho_til(i1,i2,i3)/(sqrt_rho(i1
turbulence, and coronal magnetic
Code developed by A. Brandenburg and W. Dobler, www.nordita.dk/
data/brandenb/pencil-code/
(P(i1-1,i2,i3)/sqrt_rho(i1
• Re_6-6 is a magnetohydrodynamic code in two-dimensional Cartesian coordinates with a finite volume, flux corrected transport scheme, automatic adaptive mesh refinement, and constrained solenoidal magnetic field transport.
P(i1and flux-tube
,i2,i3)/sqrt_rho(i1
It is used for the simulation of magneto-convective processes
wave interactions. Code developed by
O. Steiner on the basis of the AMR-code of M. Berger.
(rho_til(i1,i2,i3)/(sqrt_rho(i
• SONNE is a descendant of the stellar evolution code of R. Kippenhahn et al., adapted to the special needs of the
Sun, with tables for the equation of state and the opacity, a mixing-length formalism of convection that permits
overshooting, the possibility of gravitational settling of helium, and a calculation of the neutrino emission. It can be
used in combination with a code that calculates the frequencies of p-mode oscillations.
( (v1(i1,i2,i3)-v1(i1-1,i2,i3)
(v2(i1,i2,i3)-v2(i1-1,i2,i3)
• VAC is a versatile advection code for the(v3(i1,i2,i3)-v3(i1-1,i2,i3)
integration of the system of hydro- and magnetohydrodynamic equations. It uses different finite volume schemes including Riemann solvers. Parallelization with HPF. Code develop• TTRANZ is a code with an adaptive grid solving the one-dimensional equations of mass, momentum and energy
balance together with the ionization rate equations for a given number of atomic species in an optically thin gas. It
is based on an implicit conservative upwind method. Code developed by Viggo Hansteen.
ment by G. Tóth and R.Keppens, www.phys.uu.nl/~toth
• WAVE is a 1-D code for time-dependent acoustic and MHD wave calculations, which is based on the method
=== Boundary
III ===
of characteristics, treating conditions
shocks as real discontinuities. Time-dependent
element ionization and NLTE radiative
transfer for the most important chromospheric lines and continua is included. WAVE is used for the simulation of
stellar atmospheres from the photosphere to the transition region. Code by W. Rammacher and P. Ulmschneider.
_til(i1,i2,i3)=(1.0-mask_bound_l(i1)-mask_bound
mask_bound
37
F ORSCHUNGS -S CHWERPUNKTE
Die Sonne verstehen
Understanding the sun
With the most powerful solar telescopes
and advanced computer simulations the
Kiepenheuer-Institut endeavors to unveil the
puzzles of the Sun‘s magnetism.
Die Sonne ist der Schlüssel zum Verständnis der Sterne.
Dank ihrer Nähe ist sie der einzige Stern, auf dessen Oberfäche Details erkennbar sind. Der Reichtum an Struktur
und Aktivität, den wir auf der Sonne sehen, Übersteigt die
Möglichkeiten irdischer Labors bei weitem. Das Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik führt experimentelle und
theoretische Grundlagenforschung in der Astrophysik mit
besonderemSchwerpunkt in der Sonnenphysik durch. Zusammen mit drei Partnerinstituten betreibt das Kiepenheuer-Institut die deutschen Sonnenteleskope aufTeneriffa. Mit dem 1.5m-Teleskop GREGOR, das Ende 2005 fertiggestellt sein wird, wird dem Institut das leistungsfähigste
Sonnenteleskop der Welt zur Verfügung stehen. Das Kiepenheuer-Institut kooperiert mit deutschen Partnerinstituten sowie mit führenden Forschungseinrichtungen in den
USA, Europa und anderen Teilen der Welt.
Der Forschungsplan 2002–2007 des Kiepenheuer-Instituts trägt den Titel ,,Die Sonne verstehen‘‘. Darin sind die
wissenschaftlichen Projekte des KIS in vier Forschungsschwerpunkten zusammengefasst. Darüber hinaus beschreibt der Forschungsplan die instrumentellen Projekte
des Instituts.
Dieses Kapitel enthält eine Zusammenfassung des aktuellen Forschungsplans 2002-2007 des KIS, gefolgt von einer kurzen Übersicht der Aktivitäten in den vier Forschungsschwerpunkten. Die
zugehörigen referierten Publikationen sind am Ende des jeweiligen Abschnitts aufgelistet. Die vollständige Publikationsliste
befindet sich am Ende dieses Berichts.
Understanding the Sun is the key to understanding the stars.
Thanks to its vicinity to Earth, the Sun is the only star that
can be scrutinized in detail. On the Sun we see a wealth of
structure and activity, far beyond of the phenomena that
can be studied in a laboratory on Earth. The KiepenheuerInstitut für Sonnenphysik conducts experimental and theoretical research in fundamental astronomy and astrophysics, with particular emphasis on solar physics. In cooperation with three partner institutions the institute operates the
German solar telescopes on the island of Tenerife, Spain.
With the 1.5-m telescope GREGOR, to be completed in 2005,
the Kiepenheuer-Institut will have the world’s most powerful solar telescope. The Kiepenheuer-Institut cooperates
with German partner institutions, as well as with leading
research institutions in the United States, Europe, and other parts of the world. The Research Plan 2002 - 2007 of the
Kiepenheuer-Institut is entitled “Understanding the Sun”.
The plan groups the scientific projects of the institute into
four research foci. In addition, the Research Plan describes
the development of instruments that will be used by the solar observers in their experimental work.
This chapter contains a summary of the present research plan
2002-2007 of the KIS, followed by a brief description of our activities in the four research foci. The corresponding refereed publications are listed at the end of each section. The full list of
publications is at the end of this report.
38
R ESEARCH F OCI
Die Projekte des Kiepenheuer-Instituts sind in vier Forschungsschwerpunkten zusammengefasst. Das System des
solaren Magnetismus verbindet diese Schwerpunkte:
The research projects of the Kiepenheuer-Institut are organized into four main areas. The system of solar magnetism
is the link between these research foci:
Konvektion, Rotation,
Dynamo
Convection, Rotation,
Dynamo
Dieser Schwerpunkt befasst sich mit den
Materieströmungen der Konvektionszone
und mit dem Ursprung des solaren Magnetfelds.
This research focus deals with the material
flow in the convection zone, and with the
origin of the Sun‘s magnetic field.
Sonnenflecken
Sunspots
Ziel der Erforschung dieses am besten bekannten, jedoch in vieler Hinsicht immer
noch unverstandenen Phänomens des solaren Magnetismus ist ein konsistentes magnetokonvektives Sonnenfleckenmodell.
Sunpots constitute the best known and yet,
in many respects, little understood manifestation of solar magnetism. Research at
KIS focuses at a consistent magneto-convective sunspot model.
Feinstruktur der
Photosphäre
Fine structure of the
photosphere
Die Feinstruktur gilt als Schlüssel zum Verständnis magnetischer Strukturbildung und
der Wirkung des Magnetfelds auf den konvektiven Energietransport.
This focus aims at understanding magnetic
structure formation and convective energy
transport in the presence of a magnetic field.
Chromosphäre, Korona
und solar-stellare
Beziehungen
Chromosphere, Corona,
and Solar-stellar
Connections
Die Erforschung der äußeren Atmosphäre
der Sonne zielt auf deren Struktur und Dynamik, und den Heizungsmechanismus.
Solar-stellare Beziehungen erhellen die
Stellung der Sonne unter den Sternen.
Research on the outer atmosphere of the
Sun is directed towards its structure and
dynamics, and the heating mechanism. Investigation of the solar-stellar connection
allows apprehending the Sun‘s position
among the stars.
39
Konvektion, Rotation, und
Dynamo
Convection, Rotation, and
Dynamo
Die differentielle Rotation und die konvektive Strömung
spielen eine Schlüsselrolle im Dynamoprozeß, der das solare Magnetfeld erzeugt. Auf der Oberfläche und in der
Korona wurden die Entwicklung der solaren Granulation
und die differentiellen Rotation durch die Untersuchung
von hochaufgelösten Spektrogrammen und Aufnahmen
der ganzen Sonnenscheibe im fernen Ultraviolett bestimmt
[041, 045]. Anhand der Rotationsgeschwindigkeit konnte
nachgewiesen werden, dass wiederkehrende und nicht wiederkehrende Sonnenfleckengruppen bei ihrer Entstehung
verschieden tief verankert sein müssen [055].
The differential rotation and the convective flow play a key
role in the dynamo process that generates the solar magnetic field. On the surface and in the corona, the evolution
of the solar granulation and the properties of the differential rotation have been determined by the investigation of
high-resolution spectrograms and by full-disc solar images
in the extreme ultraviolet, resp. [041, 045]. By determining
the rotation velocity, recurrent and non-recurrent sunspot
groups were identified to have different anchoring depths
at their birth [055].
Mit Hilfe des Virialtheorems konnte eine mögliche Verbindung zwischen der Variation der solaren Abstrahlung
während des Sonnenzyklus und der zyklischen Erzeugung
magnetischer Energie durch den Interface-Dynamo hergestellt werden.
Um den Drehimpulstransport in der Sonne und in Sternen
zu verstehen, befassten sich numerische Simulationen mit
dem Reynoldschen Spannungstensors und weiterer Größen
wie Rotation und Magnetfeld [048, 078]. Zur Erklärung der
ausgedehnten Minima in der langfristigen solaren Aktivität konnte anhand eines 2D Dynamomodells nachgewiesen
werden, dass durch die Ausdehnung des Attraktors solche
Minima intermittent ausgelöst werden [020].
Es wurden numerische Simulationen der Prozesse, die am
Boden der solaren Konvektionszone in engem Zusammenhang mit dem Dynamo stehen, mittels der anelastischen
Näherung durchgeführt, so auch z.B. die Simulation der
magnetischen Feldverstärkung durch Evakuation [090].
Simulationsrechnungen der solaren Granulation reproduzieren den Intensitätskontrast und die Zeitskalen von beobachteten Helligkeitsmustern in den Flügeln von Ca II H.
Daraus folgt, dass magnetische Einflüsse bei der Ausbildung inverser Granulation unbedeutend sind [083].
Die Bestimmung der Eigenfrequenzen akustischer Schwingungsmodi, die durch Konvektionsrollen in einem durch
die Schwerkraft geschichteten Medium beeinflusst werden,
bestätigte die Frequenzverringerung früherer ungeschichteter Modelle [063]. Erste Ergebnisse helioseismischer Inversionen, die auf der Konvektions-Oszillations-Wechselwirkung beruhen, weisen auf eine sich mit dem Zyklus verändernde Struktur der meridionalen Zirkulation hin.
With the help of the virial theorem, a possible connectionbetween the variation of the solar irradiance over the solar
cycle and the cyclic generation of magnetic energy by the
interface dynamo has been established.
For understanding the transport of angular momentum in
the Sun and the stars, numerical simulations dealt with the
role of the Reynold stress tensor and further quantities,
e.g. ,rotation and large-scale magnetic field [048, 078]. Explaining the grand minima in long-term solar activity, evidence has been given by a 2D non-linear mean field dynamo model that such intermittent minima are due to changes in the dimension of the attractor [020].
Furthermore numerical simulations of the dynamo related
processes near the bottom of the solar convection zone using the anelastic approximation were carried out, e.g., simulations of the magnetic field amplification by evacuation
[090].
Simulations of the solar granulation allowed reproducing the intensity contrast and the time scales of subsonic
brightness patterns observed in the wings of Ca II H-K. It
was concluded that the magnetic effects are not important
in the formation of reversed granulation [083].
The calculation of the eigenfrequencies of acoustic wave
modes affected by a model that includes convection rolls
and stratification due to gravity confirms the frequency decrease of earlier non-stratified models [063]. First results of
helioseismic inversion techniques based on the earlier studies of convection-oscillation interaction indicate a varying
structure of the meridional circulation with the solar cycle.
Involved KIS staff: R. Brajsa, J. Bruls, W. Dobler, Ch. Hupfer, P. Käpylä, J. Leenaarts, M. Ossendrijver, A. Nesis, M. Roth, H. Schleicher, O. Steiner, M. Stix, S. Wedemeyer-Böhm, H. Wöhl, Y.D. Zhugzhda
Students: L. Krieger
References: 010, 011, 015, 020, 023, 024, 026, 036, 041, 042, 045, 046, 047, 048, 055, 061, 074, 078, 079, 080, 081, 083, 090,
091, 097, 099, 103, 104, 108, 110, 111
40
R ESEARCH F OCI
Sonnenflecken
Sunspots
Bei der Erforschung der Sonnenflecken haben wir uns auf
die spektroskopischen und spektropolarimetrischen Eigenschaften photosphärischer Absorptionslinien konzentriert.
Mit TESOS-Daten wurden mittels Vorwärtsmodellen neue
Erkenntnisse zur Geometrie des Strömungsfeldes gewonnen [058, 095]. Um den Informationsgehalt zu optimieren
wurden mit TIP und POLIS [070] simultan die spektropolarimetrischen Eigenschaften von verschiedenen magnetisch empfindlichen Eisenlinien bei 1564.8 nm and 630.2
nm vermessen. Da Zeeman- und Dopplereffekt in diesen
beiden Wellenlängenbereichen unterschiedliche Auswirkungen auf die Linienprofile haben und die Linien in unterschiedlichen Schichten enstehen, konnte der tiefenabhängigen Verlauf der Atmosphäre rekonstruiert werden [102].
Sunspot research focussed on the measurement and interpretation of spectroscopic and spectropolarimetric data of
photospheric absorption lines. The interpretation was performed using forward modelling and inversion techniques.
While TESOS suited to investigate the flow configuration
[058, 095], TIP and POLIS [070] were used simultaneously
to optimize the amount of spectropolarimetric information.
Measurements of neutral iron lines around 1564.8 nm and
630.2 nm, provide information of different layers of the solar photosphere and are differently affected by the Dopp–
ler and Zeeman effects, allowing to retrieve the depth dependence of the physical variables [102].
Wir haben neue Inversiontechniken entwickelt, die darauf
basieren, dass die Penumbra eine „ungekämmte“ Struktur hat und aus zwei magnetischen Komponenten besteht:
eine vorwiegend horizontale Komponente, die die starke
Evershed-Strömung innerhalb einer Röhre beherbergt, und
eine geneigtere Komponente die den strömungsfreien magnetischen Hintergrund darstellt [001, 002, 003, 038, 040].
Unter der Annahme, dass eine Sichtlinie beide Komponenten durchqueren kann, sind wir in der Lage, die beobachteten Linienasymmetrien zu reproduzieren [107].
Die Auswertung räumlich hochaufgelöster Bilder von Penumbren hat sich mit den kürzlich entdeckten „dunklen Kernen“ in penumbralen Filamenten beschäftigt. Unsere Daten haben gezeigt, dass deren Erscheinung mit einer unerwarteten Asymmetrie gekoppelt ist: Sie sind auf
der zentrumsseitigen Penumbra deutlicher ausgeprägt als
auf der randseitigen Penumbra. Wir vermuten, dass ein
dunkler Kern zusammen mit den beiden lateralen hellen
Kanten eine magnetische Flussröhre manifestiert, die die
Evershed-Strömung trägt [064,065].
Theoretische Arbeiten konzentrieren sich auf die Entwicklung eines neuen Konzeptes zur Beschreibung magnetischer Flussröhren. Es wurde die ‚two-mode‘-Näherung entwickelt und auf horizontale Flussröhren angewendet. Hierbei ergeben sich soliton-artige Lösungen, in denen Stoßwellen durch Dispersion unterdrückt werden. Somit ist es möglich Stoßwellen, z.B. in der Penumbra, zu beschreiben, was im Rahmen der Näherung dünner Flußröhren nicht möglich ist [062,068].
New inversion techniques were developed that are based
on the assumption that the penumbra has an “uncombed”
structure and consists of two components [001, 002, 003,
038, 040]. Two component models were used to demonstrate that a more horizontal flow component and a less inclined background component reproduce the measured
Stokes profiles [107]. In an attempt to incorporate the scenario of the uncombed penumbra, i.e. an essentially horizontal flux tube carrying the Evershed flow being embedded in a less inclined background, a two-component technique was developed that mimics the inclined flow channel
by a gaussian variation superimposed on the background.
Thereby, discontinuities along the line-of-sight can be described and first results show that such inversions can reproduce the properties of the line asymmetries.
High spatial resolution observations concentrated on the
newly discovered ‘dark cores’ in bright penumbral filaments, which are thought to be the building blocks of the
sunspot penumbra. Our measurements revealed an unexpected asymmetry in the appearance of dark cores: they
are more prominent on the center-side penumbra than on
the limb-side penumbra. We speculate that dark-cored filaments manifest magnetic flux tubes that carry the Evershed
flow [064, 065].
Theoretical advances concentrate on the development of a
new framework to describe magnetic flux tubes. Based on
the concept of thin flux tubes, the two-mode approximation
was developed and applied to horizontal flux tubes. It was
shown that the shock development is suppressed due to dispersion in the two-mode approximation leading to solitarylike wave solutions. Such waves are expected to be of relevance for the sunspot penumbra [062, 068].
Involved KIS staff: L. Bellot, C. Beck, R. Schlichenmaier, W. Schmidt, M.Stix, H. Schleicher, A. Tritschler, H. Wöhl, Y. Zhugzhda
Students: G. Fritz, A. Bitzer
References: 001, 002, 003, 012, 016, 027, 028, 029, 030 038, 039, 040, 058, 059, 062, 064, 065, 070, 072, 095, 102, 105, 107
41
Feinstruktur der
Photosphäre
Fine structure of the
photosphere
Die Beobachtung und die theoretische und numerische
Behandlung der kleinskaligen Phänomene der Sonnenatmosphäre sind wichtig für unser Verständnis der Wechselwirkung von Konvektion, Strahlung und Magnetfeld
an der Sonnenoberfläche. Die Beobachtungen umfassen spektropolarimetrische Messungen von magnetischen
Flussröhren, Spektroskopie und Fotografie von „bright
points“, Untersuchungen der allgegenwärtigen Granulation
und schmalbandige Abbildungen der chromosphärischen
Dynamik. Mit numerischen Modellen werden Spektrallinien berechnet und Temperatur- und Geschwindigkeitskarten von verschiedenen Schichten der Atmosphäre erstellt.
The observation and the theoretical and numerical treatment of the small-scale phenomena in the solar photosphere
are of key importance for our understanding of the interaction between convection, radiation and magnetic field
at the solar surface. The observational work includes the
spectropolarimetric measurements of magnetic flux tubes,
spectroscopy and imaging of photospheric bright points,
studies of the ubiquitous granulation and narrow-band imaging of the chromospheric dynamics. Numerical modelling is used to calculate spectral lines and synthetic temperature and velocity maps of different layers of the solar
atmosphere.
Aus Serien von Spektren ermittelten wir Temperaturfluktuationen. Dabei fanden wir Hinweise auf einen hydrodynamische Schock in der Granulation, der von überschallschneller horizontaler Bewegung herrührt, was mit einem
nahegelegenen G-band bright point in Verbindung zu stehen scheint [017, 045, 056, 090]. Granulen, die kleiner sind
als 1200 km zerfallen rasch mit der Höhe, während größere weiter aufsteigen können [087].
From sequences of spectra of the granulation we derived
the variation of the temperature. We found evidence for a
hydrodynamic shock in the granulation caused by supersonic horizontal motion. The shock seems to be related to a
nearby G-band bright point [017, 045, 056, 090]. We showed
that granular structures smaller than about 1200 km decay
rapidly with height, whereas larger ones penetrate more
easily into higher layers [087].
Aus Intensitätsspektren fanden wir, dass es verschiedene
Arten von bright points gibt, die unterschiedliche spektrale
Signaturen haben. Wir fanden weiterhin, dass der zusätzliche Kontrast nur bei den bright points innerhalb von intergranularen Bereichen durch die Schwächung der CH-Linien verursacht ist. Wir fanden bright points, die keine Bewegung relativ zu ihrer umgebung zeigen, allerdings beobachteten wir eine starke Abwärtsströmung während der Entstehung eines bright points [018, 049, 071]. Neuere hochaufgelöste Beobachtungen von Fackeln wurden auf der Basis
eines Flussröhrenmodells interpretiert. Es wurde gezeigt,
dass der Querschnitt, der für die Strahlung verantwortlich
ist, größer ist als die Flusskonzentration selbst. Das Modell erklärt die randseitige Ausdehnung von Fackeln ebenso wie den zentrumsseitigen dunklen Bereich [034].
From intensity spectra we found that different kinds of Gband bright points exist that have different spectral signatures and that the weakening of the CH-lines is responsible
for the excess contrast only in those bright points that reside in intergranular lanes. In several cases we found bright
points that show no distinct motion relative to their surroundings, whereas during the formation of a bright point
a vigorous downflow is observed [018, 049, 071]. Recent
high resolution white light observations of faculae were interpreted on the basis of a model of simple magnetic flux
concentration with a „hot wall“. It is shown that the crosssectional area that effects radiative escape from faculae is
larger than the magnetic field concentration. The model explains the observed limbward extent of facular brightening
and the centerward dark facular lane [034].
Aus dreidimensionalen Simulationen mit dem MHD-code
CO5BOLD folgt, dass CO hauptsächlich in kühlen Zonen
der mittleren Photosphäre zu finden ist. Numerische Resultate mit diesem Programm wurden verglichen mit Beobachtungen von inverser Granulation. Weiterhin wurden (Sub)-Millimeter-Bilder berechnet, wie sie künftig
mit ALMA beobachtet werden könnten. Diese Berechnungen zeigen eine sehr inhomogene und dynamische Chromosphäre, als Folge der Ausbreitung und Wechselwirkung
von akustischen Wellen [067, 101, 222].
From three-dimensional simulations using the (M)HD code
CO5BOLD we found that the CO molecule is mainly present in the cool regions of the middle photosphere. The same
code was also used to compare numerical results with observations of reversed granulation and to predict intensity
images at (sub-)millimeter wavelengths as they could be
observed by future instruments like ALMA. These calculations are based on a 3D model that features a very inhomogeneous and dynamic chromosphere as result of acoustic wave propagation and interaction [067, 101, 222].
Involved KIS staff: C. Beck, L. Bellot Rubio, P. Brandt, J. Bruls, W. Kalkofen, K. Langhans, K. Mikurda, A. Nesis, M. Roth, R. Schlichenmaier, W. Schmidt, O. Steiner, M. Stix, A. Tritschler, S. Wedemeyer-Böhm, H. Wöhl
References: 006, 017, 018, 025, 034, 035, 044, 045, 049, 056, 057, 063, 066, 067, 068, 071, 077, 082, 084, 087, 088, 089, 098,
101, 106
42
R ESEARCH F OCI
Chromosphäre, Korona und
solar-stellare Beziehungen
Chromosphere, corona and
solar-stellar connection
Seit der Entdeckung vor über 60 Jahren, dass die Korona
der Sonne über eine Million Grad heiss ist, liegt der Prozeß
der koronalen Heizung im Dunkeln. Wir untersuchen die
komplexe schnell veränderliche Korona indem wir sowohl
einzelne Bausteine der Korona wie auch die dreidimensionale magnetische Struktur mit Hilfe von Modellen untersuchen. Dabei synthetisieren wir Profile von EUV-Emissionslinien aus den Modellen, um diese mit Beobachtungen zu
vergleichen, wobei vor allem SUMER und CDS auf SOHO
benutzt werden [069, 014, 043].
Since the discovery over 60 years ago that the corona of
the Sun consists of a million degrees hot plasma , the physical nature of the heating process remains elusive. We investigate the spatially complex and highly dynamic corona by studying individual structures, like loops or funnels,
and by analysing the dynamics induced through the complex magnetic structure via 3D models. Synthesizing EUV
emission line profiles from these models allows us to compare them in detail to observations, for which we primarily utilized the SUMER and CDS spectrographs on-board
SOHO [069, 014, 043].
Mit Hilfe von 1D-Modellen konnten wir zeigen, dass
koronale Bögen thermisch instabil sein können, was eine
natürliche Erklärung für sog. koronalen Regen gibt [075,
086]. Den Fingerabdruck des chromosphärischen magnetischen Netzwerkes in der oberen Korona konnten wir in 2DModellen koronaler Trichter zeigen [168].
In einer neuen Zusammenarbeit haben wir die EUV-Emission untersucht, die wir aus einem 3D-MHD-Modell der
Korona synthetisiert haben und eine gute Übereinstimmung mit Beobachtungen zeigt [053]. Dies favorisiert die
im Modell benutzte Heizung der Korona durch Verflechten von Magnetfeldlinien mit anschliessender Dissipation
der resultierenden Ströme. Wir erweitern nun diese MHDModelle, inbesondere in Hinblick auf die räumliche Komplexität.
Während in den Koronamodellen bisher die Chromosphäre
nicht ausreichend genau beschrieben wird, berücksichtigen
wir Strahlungs- und Ionisationsprozesse in 1D Modellen
der dynamischen Chromosphäre [093, 100]. Hierbei wurde
untersucht, in wie weit mittlere Temperaturen eine sinnvolle Beschreibung darstellen [092]. Das chromosphärische
Phänomen der nadelartigen Spikulen wurde neuerlich untersucht und ein Mechanismus basierend auf einem starken
Abfall des Drucks in der Korona vorgeschlagen [212].
Zur Untersuchung der solar-stellaren Beziehungen haben
wir zwei Projekte gestartet, in denen stellare Spektren basierend auf solaren Strukturen synthetisiert werden, um
stellare EUV-Emissionslininen zu studieren. In einem anderem Projekt wurden anahnd von Radialgeschwindigkeiten und chromosphärischer Aktivität gezeigt, dass auf Riesensternen Strukturen existieren, die mit dem Very Large
Telescope Interferometer sichtbar sein sollten [060]. Dabei
konnten wir auch substellare Begleiter um G- und K-Riesensterne nachweisen [032, 096].
Using 1D models we showed that loops are subject to thermal instabilities, giving a natural explanation for observations such as catastrophic cooling and coronal rain [075,
086]. In 2D models of coronal funnels we showed that there
is an imprint of the chromospheric magnetic network in the
high corona.
In a new collaboration we investigated the EUV emission
line spectra from a 3D MHD model of the corona. The derived Doppler shifts and emission measures compare very
well to the observations [053]. This strongly favours the
heating mechanism underlying the 3D MHD model, namely braiding of magnetic field lines and subsequent dissipation of the induced currents. We are now pursuing to advance these forward models, especially with respect to the
spatial complexity.
While in the coronal models there is, as yet, no proper treatment of the chromosphere included, we account
for radiative and ionization processes in 1D time-dependent chromospheric models [093, 100]. We analysed under
which circumstances mean temperatures and ionization degrees are useful [092]. The chromospheric phenomenon of
the needle-shaped spicules was re-investigated to propose
a new mechanism based on a strong decrease of coronal
pressure [212].
To study the connection between the Sun and solar-like
stars we started two projects synthesizing stellar spectra
based on solar structures to investigate stellar EUV emission lines. In another stellar project the observations of radial velocities and chromospheric activity of red giant stars
showed that surface structures might be resolvable using
the Very Large Telescope Interferometer [060]. These observations also gave evidence for substellar companions
around G and K giants [032, 096].
Involved KIS staff: T. Aiouaz, S. Bingert, A. Brkovic, R. Hammer, D. Müller, H. Peter, W. Rammacher, O. von der Lühe, H. Wöhl
Students: S. Graves, S. Jenderie, C. Prahl, P. Zacharias
References: 007, 008, 009, 013, 014, 019, 021, 022, 031, 032, 037, 041, 043, 052, 053, 060, 069, 073, 075, 076, 086, 092, 093,
094, 096, 100, 109
43
T ECHNISCHE E NTWICKLUNGEN & P ROJEKTE
Die Sonnenforschung im Kiepenheuer-Institut beruht auf
einer engen Kooperation zwischen experimenteller und
theoretischer Arbeit, sowie auf der langjährigen Erfahrung
in der Entwicklung von Instrumenten zur Sonnenbeobachtung. Die theoretische Arbeit, ebenso wie die Analyse der
Beobachtungsdaten, stützt sich auf die leistungsfähigen
Computer des Instituts. Ein Netz von Workstations und
PCs und ein Linux-Cluster bieten die Grundlage zur Datenanalyse und zu umfangreichen magneto-hydrodynamischen Rechnungen. Darüber hinaus werden externe Hochleistungsrechner eingesetzt. Schwerpunkt der instrumentellen Entwicklung sind bodengebundene Teleskope und
deren Zusatzgeräte. Das KIS nimmt jedoch ebenfalls an
Ballon- und Weltraumprojekten teil. Die wichtigsten instrumentellen Projekte sind:
Research in the Kiepenheuer-Institut relies on the close cooperation between experimental and theoretical physicists,
and on the expertise in the development of instruments
used for solar observations. Theoretical research as well as
data analysis depends on the large computer facilities of the
institute. A net of workstations andPCs, and a Linux cluster, provide the capacity that is required to analyze the observational material, and to perform the necessary magneto-hydrodynamical calculations. External computing centers are being used additionally. Instrument development
at the Kiepenheuer-Institut focuses on ground-based telescopes and telescope equipment. In addition, the institute
participates in balloon and space projects. The main instrumental projects are:
• Das Vakuum-Turm-Teleskop (VTT) auf Teneriffa, mit Echelle-Spektrograph, Polarimetern und adaptiver Optik.
• The Vacuum-Tower-Telescope (VTT) on Tenerife, with Echelle spectrograph, polarimeters and adaptive
optics.
• Das 1.5m-Teleskop GREGOR, ein offenes Teleskop mit gekühltem Hauptspiegel und adaptiver Optik. Mit
GREGOR wird das KIS das leistungsfähigste Sonnenteleskop der Welt besitzen.
• The 1.5m-telescope GREGOR, an open telescope with cooled primary mirror and adaptive optics. With
GREGOR, the KIS will have the most powerful solar telescope in the world.
• Das 18cm-Teleskop ChroTel, welches die Chromosphäre der Sonne gleichzeitig in drei Spektralbereichen
abbilden wird.
• The 18cm-telescope ChroTel, which will image
• Das 1m-Ballon-Teleskop SUNRISE. Das KIS
• The balloon-borne telescope SUNRISE. The
KIS develops for the 1m-telescope of this international project the image stabilization and tracking unit, based on a
Shack-Hartmann wavefront sensor.
liefert in diesem internationalen Projekt ein Gerät zur Bildstabilisierung und Fein-Nachführung, das auf einem ShackHartmann Wellenfrontsensor basiert.
the solar chromosphere simultaneously in three wavelength
bands.
• Das 4m-Sonnenteleskop ATST. Mit der bei • The 4m solar telescope ATST. The expertise
GREGOR erworbenen Expertise wird das Kiepenheuer-Institut an diesem ambitionierten US-amerikanischen Projekt
mitarbeiten.
gained in the GREGOR project will be most useful in the
planned cooperation in this ambitious US project.
• Das Weltraum-Projekt SOLAR ORBITER. • The space project SOLAR ORBITER. This
Diese F2-Mission der ESA wird der Sonne näher kommen
als alle bisherigen Raumsonden. Das KIS wird Beiträge
liefern zum Imager and Magnetograph.
44
F2-mission of ESA will get closer to the Sun than any previous spacecraft. The KIS will contribute to the Visible
Imager and Magnetograph instrument.
T ECHNICAL
DEVELOPMENTS
Zeitplan der instrumentellen
Entwicklungen am KIS
2004
VTT
ChroTel
05
06
07
& P ROJECTS
Schedule for the instrumental
developments at the KIS
08
09
10
MCAO@VTT
11
2013
12
VTT Operation
Construction & Assembly
First Light
GREGOR
ChroTel Operation
Telescope Assembly
First Light
GREGOR Operation
MCAO@GREGOR
SUNRISE
Construction
Gondola Test Flight
System Test Flight
First Long−Duration Flight
Follow−up Flights
SOLAR
ORBITER
Payload Definition & Assessment
Announcement of Opportunity
Design & Construction
Launch
ATST / VTF
ATST Concept & Design
VTF Design & Prototyping
VTF Construction, Test, Implementation
ATST First Light
45
1.5m-Teleskop GREGOR
1.5m-telescope GREGOR
GREGOR ist ein neues Sonnenteleskop mit einer Öffnung von
1.5 Metern, das derzeit im Observatorio del Teide auf Teneriffa, Spanien, installiert wird. Es ist ein gemeinsames Projekt des Kiepenheuer-Instituts für Sonnenphysik, des Astrophysikalischen Instituts Potdsam, des Instituts für Astrophysik Göttingen und internationalen Partnern. GREGOR
ist ausgelegt für hochauflösende Beobachtungen der solaren Photosphäre und Chromosphäre im sichtbaren und infraroten Spektralbereich und einer Auflösung von 70 km
auf der Sonne. GREGOR ist auch für stellare Nachtbeobachtungen vorgesehen.
GREGOR is a new solar telescope with a 1.5 m aperture that
is presently being assembled at the Teide Observatory, Tenerife, Spain. It is a project of the Kiepenheuer Institut für
Sonnenphysik, the Astrophysikalisches Institut Potsdam,
the Institut für Astrophysik Göttingen, and other national and international partners. GREGOR is designed for highprecision observations of the solar photosphere and chromosphere in the visible and infrared wavelength regime,
with a resolution of 70 km on the Sun. GREGOR is also designed for night-time stellar observations.
GREGOR ist ein offenes Teleskop, um Windkühlung der
Struktur und der Spiegel zu ermöglichen. Es ist deshalb
mit einer abklappbaren Kuppel ausgestattet, die 2004 an
der TU Delft gebaut und getest wurde. Im Sommer 2004
wurde die Kuppel nach Teneriffa verschifft und auf dem
Gebäude installiert.
Die Herstellung der Teleskopstruktur wurde im Mai 2004
abgeschlossen, und die Installation im Observatorium auf
Teneriffa erfolgte im Herbst desselben Jahres. Erste Tests
zeigen, dass die Anforderungen an das Nachführsystem erfüllt sind.
Die Renovierung des Gebäudes wurde in 2004 fortgesetzt,
einschließlich der Installationen für Kommunikation. Die
Lieferung der großen Spiegel (M1, M2 und M3) ist für die
zweite Jahreshälfte von 2005 geplant. Das „Erste Licht“
soll es Anfang 2006 geben. Daran wird sich eine Phase der
Inbetriebnahme anschließen, bei der die adaptive Optik
und die Fokalinstrumente installiert und getestet werden.
Eines der ersten Fokalinstrumente wird ein zweidimensionales Spektro-Polarimeter sein, mit zwei Fabry-Perot Interferometern. Ein Prototyp dieses Instruments wurde im
Frühjahr 2005 am VTT erfolgreich getestet. Das zweite Instrument ist ein Spalt-Spektrograph für den sichtbaren und
den infraroten Spektralbereich, wobei das Beugungsgitter des früheren Spektrographen des Gregory-Coudé-Teleskops wiederverwendet wird. Eine Strehl-Zahl von 0.8 belegt die optische Qualität dieses Instruments. Das Detektor-System entspricht demjenigen von TIP II am VTT.
Für Nachtbeobachtungen ist ein Echelle-Spektrograph mit
Glasfaser-Einkopplung vorgesehen. Dieses Instrument
wird fernbedient werden können und soll im Jahr 2007 in
Betrieb gehen.
GREGOR is designed as a fully open telescope to allow for
wind-cooling of the structure and the mirrors. Therefore
it is equipped with a completely retractable dome, which
was manufactured and tested in early 2004 at the Technical
University of Delft. In summer 2004 the dome was shipped
to Tenerife and erected on the building.
The manufacturing of the telescope structure was finished
in May 2004, and its installation on Tenerife was completed in autumn of the same year. First tests show that the performance of the telescope pointing system meets the requirements.
The refurbishment of the building continued during 2004,
including installations for communication. Delivery of the
large-size optics (M1, M2 and M3) is planned for the second half of 2005. First Light is expected for early 2006, followed by a commissioning phase during which the adaptive optics and the focal plane instruments will be installed
and tested.
One of the first-light focal plane instruments will be a twodimensional spectro-polarimeter with two Fabry Perot interferometers. A prototype of this instrument has already
been successfully tested at the VTT in spring of 2005. The
second instrument is a slit spectrograph for the visible and
the infrared wavelength range. The grating of the former
Gregory Coudé spectrograph will be reused. The optical
performance calculations show a Strehl ratio around 0.8.
The camera system is similar to the TIP II instrument currently used at the VTT.
For night-time observations, a high-resolution fibre-fed
Echelle spectrograph is foreseen. This instrument shall be
operated under remote control. Its integration is planned
for 2007.
Involved KIS staff: T. Berkefeld, P. Caligari, C. Halbgewachs, W. Schmidt, M. Sigwarth, D. Soltau, R. Volkmer, O. von der Lühe
References: 004, 033,085, (conference contributions: 115, 133, 134, 163, 164, 165, 171, 186, 207)
46
T ECHNICAL
DEVELOPMENTS
& P ROJECTS
Sunrise Ballonteleskop
Sunrise balloon telescope
Sunrise ist ein ballongetragenes Sonnenteleskop mit einer
Öffnung von 1 m, das Sonnenbeobachtungen im sichtbaren und ultravioletten Wellenlängenbereich durchführen
wird. Im UV wird Sunrise eine Auflösung von 0.05 Bogensekunden erzielen und Strukturen bis zu einer Größe von
35 km erkennen. Das Teleskop ist mit einem Spektro-Polarimeter, einem Magnetographen und einem Filtergraphen
ausgestattet. Der erste Langzeitflug über der Antarktis ist
für Dezember 2008 geplant. Sunrise ist ein internationales Projekt unter der Leitung des MPS in Lindau, mit Beteiligung des HAO, Boulder, von LMSAL, Palo Alto, des
IMAX-Konsortiums (La Laguna, Granada, Madrid) und
des KIS.
Sunrise is a balloon-borne telescope with an aperture of 1m
that will observe the sun in the visible and ultraviolett wavelength range. In the UV, Sunrise will achieve a spatial resolution of 0.05 arcs and detect structures with a size of 35
km. The telescope is equipped with a spectro-polarimeter,
a magnetograph and a filtergraph. The first long-duration
flight above Antarctica is planned for December 2008. Sunrise is an international project led by the MPS in Lindau,
with participation of the HAO in Boulder, LMSAL in Palo
Alto, the Spanish IMAX consortium, and the KIS.
Das KIS baut für Sunrise die Anlage zur Bildstabilisierung
und Feinnachführung, verbunden mit einem Wellenfrontsensor, der zur automatischen Fokussierung und Justierung
des Teleskops während des Flugs vorgesehen ist (Correlating Wavefront Sensor, CWS). Der Wellenfrontsensor verwendet einen Shack-Hartmann-Sensor mit 18 Subaperturen zur Messung von Defokus und Koma. Die Korrektur
dieser Aberrationen erfolgt durch Bewegung des Sekundärspiegels bzw. eines Fokussierspiegels.
Für die Bildstabilisierung wird ein zweistufiger Kippspiegel entwickelt, der gleichzeitig einen großen Verstellbereich
von ± 30 Bogensekunden und im Servobetrieb eine Bandbreite von mindestens 30 Hz hat. Zu diesem Zweck wird
ein piezogetriebener Spiegel eingebaut in einen Grobantrieb, der seinerseits motorisch um zwei zueinander senkrechte Achsen kippbar ist. Der Grobantrieb wird mit einer
Bandbreite von ca. 0.2 bis 1 Hz die systematischen Bildbewegungen ausgleichen, die innerhalb eines Zeitintervalls
vom Feinantrieb kumuliert wurden. Ziel ist es, eine Bildstabilität von 0.005 Bogensekunden zu erreichen.
The KIS develops a unit for image stabilization and fine
guiding in combination with a wave-front sensor that will
allow for automatic focussing and telescope alignment during the flight (Correlating wave-front sensor, CWS). The
wave-front sensor is based on the adaptive optics system
that has been developed for the solar telescopes on Tenerife. It uses a Shack-Hartmann sensor with 18 sub-apertures
for the measurement of defocus and coma. These aberrations are corrected for by moving the secondary mirror of
the telescope and a focus mirror stage.
For the image stabilization we developed a dual-stage tiptilt mirror that has both a large tilt range of ± 30 arcs (on
the sky) and a high bandwidth which allows for a closedloop operation of 30 Hz or more. To this end, a commercially available piezo-driven mirror (fine drive) has been
mounted inside a motorized coarse drive that can be tilted
around two orthogonal axes. The coarse drive will operate
at a bandwidth of 0.2 to 1.0 Hz and will compensate for all
systematic effects that have been accumulated by the fine
drive during a specific time interval. We plan to achieve an
image stability of 0.005 seconds of arc.
Eine wichtige Anforderung an das Gerät, und insbesondere an die Software ist der robotische Betrieb während des
Flugs, wenn es keine oder nur sehr geringe Möglichkeiten
gibt, vom Boden aus in die Abläufe einzugreifen.
A key requirement for the device and especially for the software is the robotic operation during the flight, when there
is little or no possibility to control the procedures from the
ground. This holds both for the regular operations, i.e. all
observing programs as well as for the handling of error
conditions.
Im Juli 2005 findet der erste Test des CWS am VTT auf
Teneriffa statt. Dort werden mit Hilfe der adaptiven Optik
bestimmte Aberrationen vorgegeben, die dann vom CWS
ermittelt werden. In ähnlicher Weise wird auch Bildbewegung unterschiedlicher Amplitude und Frequenz erzeugt,
die dann vom CWS kompensiert werden soll.
The first test at the VTT on Tenerife takes place in July
of 2005. The adaptive optics of the VTT will be used to
generate known aberration states. These will then be measured by the CWS. Similarly, image motion will be produced with different amplitude and frequencies and then
detected and compensated by the CWS
Involved KIS staff: T. Berkefeld, B. Feger, R. Friedlein, K. Gerber, F. Heidecke, T. Kentischer, W. Schmidt, M. Sigwarth, D. Soltau, E.
Wälde.
References: 051, (conference contributions: 145, 153,154, 179, 201)
47
Vakuum-Turm-Teleskop
Vacuum Tower Telescope
Das VTT ist das wissenschaftliche Arbeitspferd des KIS
und seiner Partner. Die verfügbaren Instrumente des VTT
sind leistungsfähige Werkzeuge für wissenschaftliche Beobachtungen der Sonne.
The VTT is the scientific „work horse“ of the KIS and its
partners. The set of instrumentation available at the VTT
provides powerful tools for scientific investigations of the
Sun.
Adaptive Optik: Sie hat sich zu einem stabilen und benutzerfreundlichen System entwickelt, die praktisch bei jeder Beobachtungskampagne eingesetzt wird. Zur einfacheren Fokussierung wurden TESOS und POLIS mit einer Verstelleinrichtung längs der optischen Achse ausgestattet. Eine Scan-Einheit ermöglicht präzise Raster-Scans
mit dem Spektrographen.
Adaptive optics: It developed toward a very stable and
Beobachtungen mit mehreren Instrumenten:
Ein dichroitischer Strahlteiler und Software-Modifikationen ermöglichen simultane Beobachtungen mit TIP und
POLIS oder TESOS.
TESOS: Dieses Spektrometer wird derzeit zum StokesVektor-Polarimeter erweitert. Es wird ein FlüssigkristallRetarder eingebaut werden, mit dem die verschiedenen Polarisationszustände gemessen werden können. Die dazugehörige Kontroll-Elektronik ist eine Beistellung des Instituto de Astrofísica de Andalucía.
TIP: In Zusammenarbeit von MPS und IAC wurde die
Infrarot-Kamera durch ein Gerät mit 10242 Pixel ersetzt.
Das verbesserte TIP wurde in die Teleskopsteuerung integriert.
Neue DALSA CCD: Eine schnelle 10242 Pixel DALSA
1M40 CCD steht zur Verfügung. Die Steuerungs-Software wurde am KIS entwickelt. Es ist vorgesehen, vorhandene
CCDs mit derselben Soft- und Hardware zu betreiben, um
die Benutzung zu vereinfachen und zu verbessern.
Sensor-System: Ein Ultraschall-Anemometer wurde
am VTT installiert, welches Windrichtung und -geschwindigkeit mit hoher Genauigkeit misst. Ein Beschleunigungsmesser am Coelostaten liefert Informationen über Vibra–
tionen des Teleskops.
Teleskop-Steuerung: Ein Teil der Teleskop-Steuerung wurde auf ein WINDOWS-XP-basiertes PC-System
umgestellt. Die neue Steuerungs-Software bietet leichteren
Zugang zu Teleskop-Funktionen von anderen am VTT installierten Rechnern.
Kuppel-Wartung: Im Jahr 2005 erfuhr die Kuppel
ihre zweite Generalüberholung seit 1987.
48
user friendly system that is used in almost every observing campaign. In order to allow for a better focussing of the
instrumentation, TESOS and POLIS have been equipped
with a fine adjustment along the optical axis. A scan unit allows for precise scanning with the spectrograph.
Multi-instrument observations: A dichroic beam
splitter and software modifications allow for simultaneous
observations of TIP with POLIS or TESOS.
TESOS: This spectrometer is currently being upgraded
to a full Stokes Polarimeter. A liquid crystal retarder (LCR)
will be integrated to measure all polarization states. The
control electronics for the LCR are contributed by the Instituto de Astrofísica de Andalucía.
TIP: The infrared camera was upgraded to 10242 pixels.
This was a joint effort of the MPS and the IAC. The new
TIP was then integrated into the VTT instrumentation and
telescope control system.
New DALSA CCD: A fast 10242 Pixel DALSA 1M40
CCD is available. The control software and graphical user
interface was developed at the KIS. It is planned to move
existing CCDs to the same software and hardware platform in order to simplify and improve their operation.
Sensor system: A new ultrasonic anemometer has
been installed outside the dome atop the VTT. It allows to
measure the direction and the speed of the wind with high
accuracy. An accelerometer with micro-g sensitivity has
been installed on the coelostat’s secondary mirror to record
structural vibrations.
Telescope control system: Part of the telescope’s
guiding system has been migrated from the VME-buscomputer to a WINDOWS XP-based PC-System. The new
control software allows easier access of telescope functionality from other computing installations at the VTT.
Dome maintenance: In 2005, the dome received its
second major revision since its installation in 1987.
T ECHNICAL
DEVELOPMENTS
& P ROJECTS
Neue Projekte
New projects
Advanced Technology
Solar Telescope
Advanced Technology
Solar Telescope
Im Herbst 2003 bildete sich ein europäisches Konsortium unter der Führung des IAC, um mittels einer Förderung
durch die Europäische Gemeinschaft eine Beteiligung an
dem Design des amerikanischen „Advanced Technology Solar Telescope“ (ATST) zu erzielen. Das ATST hat einen Durchmesser von 4m und soll 2014 fertig gestellt werden. Es wird
dann das weltweit größte Sonnenteleskop sein. Eine nennenswerte europäische Beteiligung würde Sonnenforschern
in Europa einen angemessenen Zugang zu der dann wichtigsten bodengebundenen Beobachtungseinrichtung sichern. Einige Mitarbeiter des KIS wirken in Arbeitsgruppen
an der Entwicklung des ATST mit. Anfang März 2004 wurde
bei der EU ein gemeinsamer Antrag auf Förderung als Designstudie eingereicht. Wesentliche Beiträge des KIS wären
Designs für einen Teil der Optik, basierend auf den Entwicklungen für GREGOR, in Zusammenarbeit mit der Industrie gewesen. Der Antrag wurde im August 2004 abgelehnt.
A European consortium was formed in fall 2003 under the
leadership of the IAC to promote the funding of a European participation in the design of the „Advanced Technology Solar Telescope“ (ATST). The ATST is a 4m solar telescope
which is currently in the design phase under the leadership
of the National Solar Observatory (NSO), USA. After completion in 2014, it will be the largest ground based solar
telescope. A significant European contribution would secure access of European scientists to the then most important ground-based facility. Several scientists of the KIS already participate in ATST working groups. A proposal for a
design study was submitted to the EC in March 2004. The
KIS contribution would have been designs of part of the
optics in collaboration with industry. The proposal was rejected in August 2004.
Anfang 2005 haben das Kiepenheuer-Institut und das National Solar Observatory (NSO) ein Memorandum of Understanding unterzeichnet. Inhalt des MoU ist die Zusammenarbeit beim Projekt ATST, welche zunächst den Austausch
technischer Informationen sowie den Zugang zu den Beobachtungseinrichtungen betrifft. Das KIS bemüht sich um
eine Beistellung zum ATST unter eigener Finanzierung, sehr
wahrscheinlich in Form eines Post-Fokus-Instruments.
ESA-Mission Solar Orbiter
In den Jahren 2004 und 2005 fanden mehrere Treffen einer
internationalen Arbeitsgruppe für die Entwicklung eines Instrumentes für die Mission „Solar Orbiter“ (SolO) der ESA
statt. SolO soll sich ab 2013 in einem nahen Orbit der Sonne bis auf 1/5 des Abstands Erde-Sonne nähern. Das Instrument Visible Imager Magnetograph (VIM) soll unter der Federführung vom MPS in Zusammenarbeit mit Forschern des
KIS, des IAC sowie von den Universitäten Oslo und Stockholm und dem Observatoire de Paris, sowie mit amerikanischer Beteiligung entwickelt werden. Das KIS beabsichtigt,
hierzu einen technischen Beitrag zu leisten und an der wissenschaftlichen Arbeit mitzuwirken.
KIS and NSO signed a Memorandum of Understanding on
the collaboration for ATST early 2005. The MoU concerns
the exchange of technical information and the access to
observing facilities in the context of ATST development.
KIS endeavours to secure additional funding for a significant contribution to the ATST, most likely in the form of a
post focus instrument.
ESA mission Solar Orbiter
In 2004 and 2005, several meetings of an international
working group for the development of an instrument on
board of the upcoming ESA mission “Solar Orbiter”, which
will approach the Sun at 0.2 AU, were held . The instrument
Visible Imager Magnetograph (VIM) will be built under the
leadership of the MPS with participation from institutes in
France, Norway, Sweden and the US. KIS intends to make
technical contributions and to participate in the science.
49
G REGOR -I MPRESSIONEN
GREGOR-Teleskop und neue Kuppel
GREGOR telescope structure and new dome
Oben: Kuppel offen, Teleskop zeigt zum Zenit
Top: dome open, telescope pointing to zenith
Mitte: Oberer Gebäudeteil mit neuer kuppel
Middle: top part of building with new dome
Unten links: Kuppel teilweise geöffnet, Teleskop
in Parkposition
Bottom left: dome partially open, telescope stowed
Unten rechts: GREGOR und VTT
Bottom right: GREGOR and VTT
50
A BKÜRZUNGEN
A BBREVIATIONS
AIP
Astrophysikalisches Institut Potsdam
ATST
Advanced Technology Solar Telescope
AURA
Association of Universities for Research in Astronomy, USA
CCI
Comité Científico Internacional
DLR
Deutsches Zentrum für Luft-und Raumfahrt
HAO
High Altitude Observatory, Boulder
HLRS
Hochleistungsrechenzentrum Stuttgart
IAA
Instituto de Astrofísica de Andaludía, Granada
IAC
Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna
MPAE
Max-Planck-Institut für Aeronomie, Lindau (= MPS ab 2004)
MPS
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Lindau
NSO
National Solar Observatory, USA
POLIS
Polarimetric Littrow Spectrometer
TESOS
Telecentric Solar Spectrometer
TIP
Tenerife Infrared Polarimeter
USG
Universitäts-Sternwarte Göttingen
VTT
Vacuum Tower Telescope

KIS Dreijahresbericht 2003-2005 - Kiepenheuer

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