Kanzelhöhe Solar Observatory

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Institute for Geophysics, Astrophysics and Meteorology
University of Graz
Dynamik der Sonne
und
Sonnenaktivität
Werner Pötzi
Sonnenobservatorium Kanzelhöhe
[email protected]
[email protected]
Institute for Geophysics, Astrophysics and Meteorology / University of Graz
Die Sonne in Zahlen
Abstand
! Durchmesser
! Masse
! Dichte
! Dichte im Zentrum
! Strahlung (auf Erde)
! Temperatur
Zentrum
Oberfläche
Korona
! Sterntyp
!
ca. 150 Mio. Km
ca. 1.39 Mio. Km
ca. 2 * 1030 kg
1.4 g/cm3
160 g/cm3
1360 W/m2
15 Mio. K
5800 K
> 1 Mio. K
G2 V
Beobachtung
!
ab 17. Jh mit Fernrohren
durch Nebel oder Rauch von Schornsteinen
Abbildung der Sonne auf Schirm
Filter zur Lichtreduktion
Teleskope bis ca. 1 m Durchmesser (Teneriffa, La Palma)
! Radiotelskope
! Satellitenbeobachtung: SOHO, TRACE, YOHKOH
!
Instrumente
Adaptive Optik
Correlation Tracker und Aktive/Adaptive Optik
Aufbau der Sonne
Kern – Energieerzeugung
Energiequelle: Nukleare Energie
E = mc2 " 4 Mio. Tonnen / sek
Wasserstoffbrennen:
Proton-Proton-Prozess
CNO-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)
T > 10 Mio. K
Energieerzeugung prop. T5 bis T15
Kern – Energieerzeugung
Strahlungszone –
Konvektionszone
In äusseren Schichten erfolgt der Hauptenergietransport nicht
mehr durch Strahlung sondern durch Konvektion, und zwar
dann wenn der adiabatische Temperaturgradient kleiner als der
Temperaturgradient des Strahlungsgleichgewichts ist.
Schwarzschildkriterium:
∇ad < ∇ rad
Photosphäre
Sichtbare Scheibe, jene Schicht aus der das Licht kommt.
ca. 200 km dick, T = 5700 K
MRV (Mitte Rand Variation) bedingt durch optische Dichte
der Photosphäre – in der Scheibenmitte sieht man tiefer (in
heissere Regionen) als am Rand, daher erscheint der
Sonnenrand dunkler.
Photosphäre
Photosphäre/Struktur
• Granulation
• Mesogranulation
• Supergranulation
ca. 1000 km / 7 min
ca. 7000 km / 2 h
ca. 30000 km / 24 h
Photosphäre/Struktur
Chromosphäre
•
•
•
•
2000 km, T steigt nach aussen wieder an
sehr geringe Dichte – durchsichtig
Im sichtbaren Bereich: Flash-Spektren bei Sonnenfinsternis
Im UV und EUV: Satelliten, optisch dick
Chromosphäre/Phänomene
Beobachtung im Zentrum
starker Linien (Hα,
Ca+H&K)
Am Sonnenrand: Spicules
(“Brennende Prärie”)
Scheibe: Flocculi – hellere
Gebiete
Korona
Strahlenkranz, Temp. > 1 Mio. K
Helligkeit ca. 10-6 der Photosphäre (wie Vollmond)
Langsame Abnahme nach aussen bis ins Zodiakallicht
Beobachtung:
•Finsternis
•Koronograph
•Satelliten: UV u. Röntgen
•Radiobereich: m-Wellen, Radiosonne > optische Sonne
Korona/Struktur
• K – Korona: reines Kontinuum
• L – Korona: Emissionslinien
• F – Korona: normales Sonnenspektrum
LSS: Large Scale Structures:
magn. Feldlinien: Strahlen, Bögen, Loops, Knoten
CH: Coronal holes:
offene Feldlinien
Loops
Coronal Hole
Maximums-Korona
Minimums-Korona
Spektrum
• Radiobereich:
• Infrarot:
• Sichtbar:
• UV:
• EUV:
Kontinuum, Aktivität
Kontinuum mit Moleküllinien
ca. 10000 Absorptionslinien
sehr viele Linien, kaum Kontinuum
nichts mehr aus Photosphäre
Spektrum/Erdatmosphäre
Rotation
Achse gegen Ekliptik geneigt: 7º14
Differentielle Rotation:
aus Sonnenflecken und Dopplermessungen am Rand
• Sonne ist keine starre Kugel
• am Pol langsamer als am Äquator
• in tieferen Schichten keine diff. Rotation
ω[d-1] = 14º48 - 2º94 sin2φ
25 Tage - 34 Tage
Oszillationen
GONG Global Oszillation Network Group
6 Teleskope, Michelson Interferometer
Sonnenaktivität
• Sonnenflecken
• Magnetfelder
• Fackeln
• Protuberanzen, Filamente
• Eruptionen, Flares
• Radiostrahlung
Sonnenflecken
Ältestes bekanntes
Phänomen auf der
Sonnenoberfläche
Sonnenflecken/Statistik
• Fleckenrelativzahl: R = k(10g+f)
bis ca. 300
• Fleckenfläche: F in 10-6 der Sonnenhalbkugel
bis ca. 5000
• Korrelation: F = 16.7 R
• tägliche Relativzahlen schwanken sehr stark
• Monatsmittel zeigen aber einen deutlichen Zyklus mit einer
mittleren Periode von ca. 11 Jahren (7 bis 17 Jahre)
• Zyklus sichtbar in Baumringen, Eisbohrungen, Mondbohrungen,
Korallenriffen (700 Mio. Jahre)
Sonnenflecken/Struktur
Lebensdauer: 50% < 2 Tage
90% < 11 Tage
bis mehrere Rotationen
Struktur:
Umbra (Kern), ca. 4000 K
Penumbra (Halbschatten)
Größe:
bis 50000 km
Klassifikation: A - J, Züricher Klassifikation
Mögliche Entwicklungen:
A
A-B-A
A-B-C-B-A
A-B-C-D-C-H-J-A
A-B-C-D-E-F-G-H-J
Sonnenflecken/Entwicklung
Magnetfelder
Linienaufspaltung durch Magnetfelder
Sonnenmagnetfeld:
ca. 1 G
In Flecken:
bis 4000 G
Feldlinien im Fleck
sehen aus wie
Rasierpinsel
Magnetfelder
8.6 % der Fleckengruppen sind unipolar
91 % sind bipolar
0.4 % sind multipolar
oft Magnetfeld ohne Fleck bzw. zuerst Magnetfeld dann Fleck
sichtbar
p- (proceeding) und f- (following) Fleck haben verschiedene
Polarität
Zuordnung auf Nord- u. Südhalbkugel umgekehrt
Polarität wechselt in jedem Zyklus
⇒ Magnetischer Zyklus von 22 Jahren
Magnetfelder
Fackeln
Gebiete, die im Mittel heller sind als die Umgebung
Flecken sind immer in Fackelgebieten eingebettet.
Ein empfindliches Maß für die Aktivität, da sie oft schon
vor einem Fleck erscheinen.
Im integralen Licht nur am Sonnenrand sichtbar, sonst in
Hα oder Ca II H&K
Fackeln
Protuberanzen, Filamente
• Materiekondensationen in der unteren Korona
• bis mehrere 100000 km hoch
• bei Sonnenfinsternissen leuchtend rot sichtbar
• auf der Sonnenscheibe spricht man von Filamenten
• besonders gut in Hα sichtbar
Protuberanzen, Filamente
Eruptionen/Flares
Zwischen Sonnenflecken
bzw. in der Nähe von
Sonnenflecken beobachtet
man häufig ein plötzliches
Aufleuchten in Hα.
Ausdehnungen von
100000km sind moeglich.
Die Dauer kann bis einige
Stunden betragen.
Flares/Röntgenstrahlung
Einteilung in:
A,B,C,M,X Flares
B1=A10, C1=B10, ...
2. April 2001:
X20 Flare, größtes
beobachtetes Flare
normalerweise: B5
Aurora Borealis/Polarlichter
Ausgelöst durch starke Flares.
Geladene Partikel des Sonnenwindes treffen auf
Erdatmosphäre.
Hauptsächlich um Pole, koennen aber auch bis in
niedere Breiten vordringen (Graz etwa alle 2 Jahre)
Radiostrahlung
Langsam variable Komponente: variiert mit Sonnenflecken
Rauschstürme (noise stroms): besonders wärend Maximum
Strahlungausbrüche (outbursts): zugleich mit Flares, im
m - Wellenbereich bis Faktor 10000
Radiostrahlung
Treffen bei Villach / 1526 m
ca. 2000 Sonnenscheinstunden/Jahr, 300 Beobachtungstage/Jahr
http://www.kso.ac.at
Instrumente
UEWI
PHOKA
BBSO-Kamera
Hα-Kamera
MOF
PST
Spektrograph
Wetterstation
Taklis
Wetterkameras
Beobachtungen
Sonnenzeichnung: 1/Tag
seit 1950 eingescannt und auf Homepage abrufbar
ca. 280 - 320 pro Jahr
Meldung der Relativzahl an SIDC
Beobachtungen
BBSO Kamera:
ein Hα-Bild mit 2032x2032 Pixel pro Minute/16 Bit
Teil des Global High ResolutionHα Networks mit
Big Bear/USA und Yunnan/China
Beobachtungen
Hα-Kamera:
1008x1016 Pixel/8 Bit
bis 21 Bilder/Minute mit Frame-Selection
Filtershift +/- 0.4 Å bei 10 Bildern/Minute
einschalten des Filtershiftings ueber GOES-Xray
Beobachtungen
MOF: Magneto Optisches Filter
1 Set/Minute 512 x 494 Pixel/16 Bit
in Na-D Linie
Doppler-Bild, Intensitaet, Magnetfeld
derzeit Zellen ausgebaut, neue Zellen ab November
Beobachtungen
PHOKA: Photosphärenkamera
täglich 3 Aufnahmen auf photograph. Film
Beobachtungen
PST: Photometrisches Teleskop
1024 x 1024 Pixel/8Bit
Filterrad mit bis zu 8 Filtern
nicht in Betrieb wegen Umprogrammierung
Spektrograph:
mit Heliostat
0.2 Å Aufloesung auf CCD

Kanzelhöhe Solar Observatory

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