Die Korona der Sonne — und ein Blick zu den Sternen Hardi Peter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos und John Kern Sonnenfinsternisse: Zeichnung und Photographie Spektroskopie: Die Korona ist heiß! Warum? Zur Physik der Korona Ein Blick zu den
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Die Korona der Sonne und ein Blick zu den Sternen Hardi Peter Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos.
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Die Korona der Sonne —und ein Blick zu den Sternen
Hardi Peter Kiepenheuer-Institut
für SonnenphysikFreiburg
Sonnenfinsternis, 11.8.1999, Wendy Carlos und John Kern
Sonnenfinsternisse: Zeichnung und Photographie
Spektroskopie: Die Korona ist heiß! Warum?
Zur Physik der Korona
Ein Blick zu den Sternen
Beispiele aktueller Forschung
“There is more to the solar coronathan physics and mathematics.” Jeff Linsky
Warum Korona ? astrophysikalisch interessant
Koronaheizung ist eine der 10 wichtigsten Fragen der Astronomie!
Solar-terrestrische Beziehungen: stärkste Variabilität im UV:
alles <150 nm aus Korona! koronare Massenauswürfe (CME): - Satellitenstörungen - Sicherheit von Astronauten und Flugpassagieren geomagnetische Störungen - GPS - Funk und Radio - Stromleitungen - Ölpipelines
andere astrophysikalische Objekte Akkretionsscheiben junger Sterne: Stern- & Planetenentstehung …
Die totalen Sonnenfinsternisse, einst Gegenstand des Schreckens für die unwissende abergläubige Menge, sind nun für die Wissenschaft eine reiche Quelle der Belehrung und der kostbarsten Resultate bezüglich der physikalischen Constitution der Sonnenatmosphäre geworden.
Wenn das Tagesgestirn aufhört, unsere Atmosphäre zu erleuchten, zeigt sich dem Beobachter in der Umgebung der Sonne eine Reihe von ebenso interessanten als lehrreichen Erscheinungen, deren Erkenntnis vorzugsweise geeignet ist, über die Natur der Sonne Licht zu verbreiten.
Angelo Secchi / Heinrich Schellen: Die Sonne, 1872
Sonnenfinsternis 30.Juni 1973, Aufnahme Serge KoutchmyPotentialfeld-Extrapolation: Altschuler at al. (1977) Solar Physics 51, 345
1. Magnetfeldkarte der Photosphäre („Sonnenoberfläche“) Zeeman-Effekt2. Potentialfeldextrapolation (oder besser)3. Vergleich mit Strukturen der Korona “hairy ball”
Der Aktivitätszyklus der SonneDie Sonne im Weißlicht
L-Korona: Linienbreite der Emissionslinien: (Waldmeier 1941)
K 105 km/s 57 nm 530 @ nm08.0 6rote Line:
Eine statische Korona: Temperatur
H
HC Rr
RrfT7/2
0
0/2
7
“geheizter Aluminiumstab”
T
HrR
CT
Höhe r
Heizung an der “Basis”der Korona mit Leistung
022 44 fRfrF HHH
typisch: f0 = 100 W/m2
Gleichgewicht von Heizung und Wärmeleitung:
HWW FFfr 24
Wärmeleitfähigkeit: rTTfW d
d5/20
Randbedingung: CTRrT )(
Integration: HrR
Im Innenraum: HrrR
Die Korona: ein Thermostat
5/2TfW
C fT 7/20
1. Thermische Leitfähigkeit: mehr Heizung: T-Anstieg effektivere Wärmeleitung nur kleiner T-Anstieg ähnlich für weniger Heizung…
2. Sonnenwind magnetisch offene Gebiete: 90% der Energie für Beschleunigung mehr Heizung noch mehr Verluste durch Beschleunigung weniger Energie fur Heizung der Korona
um viele Größenordnungenergibt eine nur kleine Änderung der Temperatur der Korona
aus Leer (1998)
SOHO bei der Montage vor dem Start
Solar and Heliospheric Observatory / SUMER
EUV-Spektrograph SUMER Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation
räumliche Auflösung: 2” (1500 km)spektrale Auflösung: / 30 000 (2 km/s)Wellenlängenbereich: 50 – 155 nm Temperaturbereich auf der Sonne: 104 – 106 KDynamik und Struktur der Übergangsregion von der Chromosphäre zur Korona
Gemeinsames Projekt vonESA und NASA
Die Korona bei 106 K
Emissionslinie(n)
Fe XII (19.5 nm)
1.5·106 K
15.–20. August 1996
Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT)Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)
ESA / NASA
Magnetische Bögen in der KoronaEmissionslinie(n)
Fe IX / X (17.1 nm)
106 K
9. November 2000
ACHTUNG:Licht Magnetfeld
Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA
Die Korona ist dynamisch !
Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), NASA
Emissionslinie(n)
Fe IX / X (17.1 nm)
106 K
18. November 200117:00–19:00 UT
Doppler shifts in the transition region
0
10
10
5
5
D
oppl
er s
hift
[ k
m/s
]
Pet
er (
1999
) A
pJ 5
16, 4
90
SUMER
105 K 6.5105 K
quiet Sun Doppler shifts (along equator) low temperatures: T < 3105 K: redshifts high temperatures: T > 4105 K: blueshifts
Doppler-shifts: flows ??? (sound-) waves ???
coronal holes “coronal” temperatures: T > 6105 K: blueshifts
coronal hole outflows
Hardi PeterKIS
cos variation and above limb vD = 0allowed new determination of Ne VIII rest wavelength!! = 770.428 ± 0.007 Å
latest laboratory measurements: = 770.409 ± 0.005 Å off by 8 km/s!! (Bockasten, Hallin & Hughes 1963)
TR Doppler shift as a function of temperatureP
eter
& J
udge
(199
9) A
pJ 5
22, 1
148
SUMER mean quiet Sun Doppler shifts at disk center
Hardi PeterKIS
basically shows quiet Sun network line shifts
similar for active region line shifts (Teriaca et al. 1999, A&A 349, 636)
Understanding line shifts I: single structure
Doppler shiftas a function of temperature
“every loop has a corona”:
waves Doppler shifts ? flows ?
line formation temperature log (T [K])
line formation temperature T [K]
(blu
e)
D
oppl
er s
hift
[km
/s]
(
red)
Hardi PeterKIS
4·105 K105 K
106 K
104 Kphotosphere
corona
asymmetric heating: flowsasymmetric
heating
shockhigherdensity
more or less like that, i.e. involving flows: e.g.