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Die Sonnenkorona
Gottfried MannAstrophysikalisches Institut Potsdam,
An der Sternwarte 16, D-14482 Potsdam, Germany
e-mail: [email protected]
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Die Sonne ist ein aktiver Stern
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Die Sonnenkorona im Verlauf des Fleckenzyklus
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Die Korona der Sonne
Dichte: 108 – 1010 cm-3
Plasmafrequenz: 90 – 900 MHz
(3.3 m – 33 cm)
Radioemission
Temperatur: 1 – 40 Mk
29 0.725 Å
0.4 keV 17 keV
weiche harte
Röntgenstrahlung
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Beobachtung der Korona I
SOHO – Solar Heliospheric Observatory
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Beobachtung der Korona II
Observatorium für solare Radioastronomiedes Astrophysikalischen Instituts Potsdam
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heiße Korona überstrahlt Photosphäre im kurzwelligen Bereich (UV, Röntgen)
verschiedene Spektrallinien werden bei verschiedenen Temperaturen emittiert
Beobachtung bei verschiedenen Spektrallinien zeigt Plasmen bei verschiedener
Temperatur und in verschiedenen Höhen
Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)
HeII (80000 K) FeIX,X (1 MK) FeXII (1.5 MK)
Die Korona im extremen UV-Licht I
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Aufnahme im extremen UV, Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Sonnensonde SOHO (ESA/NASA)
Koronale Löcher
Koronale Loops
Streamer
aktiveRegionen
Die Sonne im extremen UV: Korona
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Bipolare Sonnenfleckengruppen – Signaturen magnetischer Flussröhren
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Aktive Prozesse, die mit impulsiver Energiefreisetzung einhergehen.
Partikelbeschleunigung
Plasmaheizung
Materieauswürfe
Strahlungsausbrüche
Flares Strahlungsausbrüche
Koronale Massenauswürfe (CMEs) großskalige Materieauswürfe
Filamenteruptionen
Sonneneruptionen
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Wellen auf der Sonne
Wellen breiten sich über eine
Hemisphäre der Sonne aus.
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Solare Flares
Flares:
Freisetzung großer Energien
Dauer: Sekunden bis Stunden
Leistung: 1022 W
erhöhte Emission elektromagnetischer
Strahlung (vom Radio- über den visuellen
bis hin zum - Bereich)
lokale Heizung der Korona bis zu 40 MK
(1 keV)
erhöhte Flüsse von energiereichen
Elektronen ( 10 MeV), Protonen & Ionen
Die Sonne ist ein Teilchenbeschleuniger.
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Der Flare vom 28. Oktober 2003 I
X 17.2 class flare
Radioemission - Plasmaemission
2e0
02
pe4m
Neff
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Der Flare vom 28. Oktober 2003 II
erhöhte Röntgenemission
– Heizung
– Erzeugung energiereicher
Elektronen
Radioemission
– Korona 108 – 1010 cm-3
300 MHz
– interplanetarer Raum
5 cm-3 bei 1 AE
20 kHz
Ankunft der Elektronen bei 1 AE
– 27 keV (94.000 km/s) 11:50 UT
– 181 keV (202.000 km/s) 11:25 UT
Geschwindigkeitsdispersion
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Koronale Massenauswürfe I
koronalerMassenauswurf
eruptive Protuberanz
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Magnetische Rekonnektion
16
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Koronale Massenauswürfe II
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Der Sonnenwind
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19
• erhöhte elektromagnetische Strahlung
Beeinflussung: Ionosphäre obere Atmosphäre Störung von GPS
• solare kosmische Strahlung (nach 10 – 60 Minuten)
Nordlichter Störung elektronischer Bauelemente in Satelliten und Flugzeugen
• Koronale Massenauswürfe (nach 20 – 100 Stunden)
magnetische Stürme Störungen der Navigation Ausfälle von Stromversorgungsnetzen Auftreten von Überspannungsimpulsen
Die Sonne beeinflusst die Umgebung unserer Erde.
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Polarlichter vom Space Shuttle aus gesehen
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Eine Reise zur Sonne und zurück
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Zusammenfassung
Die Sonne ist unser nächster Stern und ist damit der am besten
(bzgl. räumlicher und zeitlicher Auflösung) beobachtbare Stern.
Von der Sonne kann man für andere Sterne lernen.
( solar-stellar connection)
Die Sonnenkorona ist ein einzigartiges Plasmalaboratorium,
wie man es auf der Erde niemals finden wird.
Die Sonne ist ein gigantischer Teilchenbeschleuniger.
Das Studium von Teilchenbeschleunigungsprozessen ist von
generellem astrophysikalischen Interesse.
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Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!