Kanzelhöhe Solar Observatory

Kanzelhöhe Solar Observatory Institute for Geophysics, Astrophysics and Meteorology University of Graz

Dynamik der Sonne und Sonnenaktivität Werner Pötzi Sonnenobservatorium Kanzelhöhe [email protected] [email protected]

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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

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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 !

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Instrumente

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Adaptive Optik Correlation Tracker und Aktive/Adaptive Optik

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Aufbau der Sonne

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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

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Kern – Energieerzeugung

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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

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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.

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Photosphäre

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Photosphäre/Struktur • Granulation • Mesogranulation • Supergranulation

ca. 1000 km / 7 min ca. 7000 km / 2 h ca. 30000 km / 24 h

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Photosphäre/Struktur

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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

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Chromosphäre/Phänomene Beobachtung im Zentrum starker Linien (Hα, Ca+H&K) Am Sonnenrand: Spicules (“Brennende Prärie”) Scheibe: Flocculi – hellere Gebiete

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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

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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

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Loops Coronal Hole

Maximums-Korona

Minimums-Korona

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Spektrum • Radiobereich: • Infrarot: • Sichtbar: • UV: • EUV:

Kontinuum, Aktivität Kontinuum mit Moleküllinien ca. 10000 Absorptionslinien sehr viele Linien, kaum Kontinuum nichts mehr aus Photosphäre

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Spektrum/Erdatmosphäre

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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

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Oszillationen GONG Global Oszillation Network Group 6 Teleskope, Michelson Interferometer

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Sonnenaktivität • Sonnenflecken • Magnetfelder • Fackeln • Protuberanzen, Filamente • Eruptionen, Flares • Radiostrahlung

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Sonnenflecken Ältestes bekanntes Phänomen auf der Sonnenoberfläche

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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)

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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

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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

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Sonnenflecken/Entwicklung

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Magnetfelder Linienaufspaltung durch Magnetfelder Sonnenmagnetfeld: ca. 1 G In Flecken: bis 4000 G Feldlinien im Fleck sehen aus wie Rasierpinsel

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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

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Magnetfelder

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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

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Fackeln

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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

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Protuberanzen, Filamente

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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.

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Flares/Röntgenstrahlung Einteilung in: A,B,C,M,X Flares B1=A10, C1=B10, ... 2. April 2001: X20 Flare, größtes beobachtetes Flare normalerweise: B5

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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)

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Radiostrahlung Langsam variable Komponente: variiert mit Sonnenflecken Rauschstürme (noise stroms): besonders wärend Maximum Strahlungausbrüche (outbursts): zugleich mit Flares, im m - Wellenbereich bis Faktor 10000

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Radiostrahlung

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Treffen bei Villach / 1526 m ca. 2000 Sonnenscheinstunden/Jahr, 300 Beobachtungstage/Jahr http://www.kso.ac.at

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Instrumente UEWI PHOKA BBSO-Kamera Hα-Kamera MOF PST Spektrograph Wetterstation Taklis Wetterkameras

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Beobachtungen Sonnenzeichnung: 1/Tag seit 1950 eingescannt und auf Homepage abrufbar ca. 280 - 320 pro Jahr Meldung der Relativzahl an SIDC

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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

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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

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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

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Beobachtungen PHOKA: Photosphärenkamera täglich 3 Aufnahmen auf photograph. Film

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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