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Rolf Schlichenmaier (Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg) Telefon: 3198-212; email: [email protected] Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter. 3. Lehrerfortbildung am 1.10.2005. Übersicht Aufbau der Sonne Sonnenflecken in der Photosphäre

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Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter

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Presentation Transcript


Rolf Schlichenmaier (Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg)

Telefon: 3198-212; email: [email protected]

Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter

3. Lehrerfortbildung am 1.10.2005


Übersicht

Aufbau der Sonne

Sonnenflecken in der Photosphäre

Entstehung von Sonnenflecken

Sonnenzyklus

Flares und koronale Massenauswürfe

Polarlichter


Querschnitt der Sonne


Der Sonnenfleck

Aufnahme: 70 Minuten (Echtzeit)


Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe

März bis Mai 2001: MDI on SOHO (ESA/NASA)


Warum sind Sonnenflecken dunkel?

Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld.

Konvektionszone: Konvektion transportiert Energie.

Biermann (1941): Magnetfelder unterdrücken Konvektion.

Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.


Intensität

Magnetfeldkarte


Wie entstehen Sonnenflecken?


Wie entstehen Sonnenflecken?

(Caligari, Schüssler, Moreno Insertis 1996)

Am Boden der Konvektionszone werden durch den Dynamo starke toroidale Magnetfelder erzeugt. Diese werden instabil und treiben in Form von magnetischen Schläuchen durch Konvektionszone zur Photosphäre. Die beiden Durchstoßpunkte des Magnetfeldschlauches bilden dort eine bipolare Region.


Sonnenzyklus

Magnetogramm in der Photosphäre

Die Sonne im Röntgenlicht: Korona

EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K

Mai 1996 Dezember 2000


Sonnenzyklus


Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand

 Variation der solaren Helligkeit


Solare Helligkeitsvariation

Fleck und Fackeln am Sonnenrand


Magnetfelder in Korona

TRACE


Magnetfelder in Korona

EIT onboard SOHO (ESA-NASA)


Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe

Der „Bastille day“ Flare

http://soho.nascom.nasa.gov/bestofsoho


Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe

X-Mas CME

http://soho.nascom.nasa.gov/bestofsoho


Weltraumwetter


Erdmagnetosphäre


Differentielle Rotation der Sonne


Das Prinzip des solaren Dynamos: Ω-Effekt

Differentielle Rotation:

Scherströmung verstärkt das Magnetfeld durch Aufwicklung.


Das Prinzip des solaren Dynamos: α-Effekt

Die Konvektion advektiert die Magnetfelder und produziert eine radial Magnetfeldkomponente: α-Effekt (Parker 1955, Steenbeck, Krause, Rädler, 1966)


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