Sonnenflecken:Theorie und

Beobachtung

Rolf Schlichenmaier

Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; 79104 Freiburg

Tel.: 3198-212

Email: schliche@kis.uni-freiburg.de

2. Lehrerfortbildung am 2.10.2004

Übersicht

Aufbau der Sonne

Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen

Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman-Effekt

Entstehung von Sonnenflecken

(Flares und koronale Massenauswürfe)

Modellierung der penumbralen Feinstruktur

Sonnenzyklus und Sonnendynamo

Querschnitt der Sonne

Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe

März bis Mai 2001: MDI on SOHO (NASA)

Sonnenflecken in der Photosphäre

Umbra & Penumbra

Feinstruktur:

• Penumbral grains

• Umbral dots

• Evershed Strömung

• Lichtbrücken

• Dark cores

GranulationGranulum & Intergranulum

• Bright points

• Magnetische Knoten

• Normal und anomal

(NSST, 1m, La Palma)

Feinstruktur in der Penumbra

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.

Magnetfelder und Strömungen

Hale glaubte, dass die Flecken durch dunkle Wolken in der solaren Atmosphäre verursacht werden, welche durch solare Tornados hervorgerufen werden. Die freien Elektronen fliegen im Kreis und produzieren einen Strom der die Magnetfelder erklärt.

Evershed versuchte daraufhin kreisförmigen Strömungen nachzuweisen.

Wie misst man Magnetfelder und Strömungen auf der Sonnenoberfläche?

Fraunhofersche Absorptionslinien, Doppler-Effekt, Zeeman-Effekt.

Die Photosphäre

Mehr als 99% des Lichtes von der Sonne stammt aus der Photosphäre

Photosphäre = Sonnenoberfläche

Das Strahlungsspektrum der Sonne

Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.

Die Photosphäre strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca. 5800 K.

Sonnenspektrum

Keine kreisförmigen Geschwindigkeitsfelder wie von Hale vermutet. Tornado als Erklärung für Flecken wird verworfen.

Strömungen in der Penumbra: Der Evershed-Effekt

Fleck bei θ = 23 Grad

Klassische Elektronentheorie (Lorentz):

Der Übergang wird als Dipolstrahlung eines Elektrons beschrieben. Die Schwingungs-richtung des Elektrons, die beliebig zu B steht, wird in 3 Ersatzoszillatoren zerlegt:

(1) schwingt parallel zu B.

(2) und (3) schwingen entgegengesetzt zirkular und senkrecht zu B.

(2) und (3) erfahren durch die Lorentzkraft eine positive und negative

Beschleunigung, wodurch sich ich ihre Kreisfrequenz

ändert, so dass diese beiden Komponenten energetisch aufspalten und zirkular polarisiert sind.

(1) ist linear polarisiert.

Die Aufspaltung durch den Zeeman-Effekt

Polarisiertes Licht: Die Stokes Parameter

Polarisiertes Licht: Messprinzip

I(λ), Q(λ), und U(λ) können mithilfe eines Polarisators analysiert werden. Für die Messung von V(λ) benötigt man zusätzlich ein λ/4-Plättchen.

Polarisiertes Licht: Spektropolarimetrische Messung

Messung der Aufspaltung Magnetfeldstärke

Messung der Amplituden

Magnetfeldneigung

I(λ) Q(λ)

U(λ) V(λ)

Wie entstehen Sonnenflecken?

Wie entstehen Sonnenflecken?

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.

(Caligari, Schüssler, Moreno Insertis 1996)

Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe

Der „Bastille day“ Flare X-Mas CME

Sonnenfleck: Modell

70 Minuten aus dem Leben eines Fleckes:

Sowohl das hell/dunkel Muster der Granulation als auch die Feinstruktur der Penumbra sind dynamische Phänomene.

Die Dynamik der penumbralen Feinstruktur

Die Dynamik penumbraler magnetischer Flussröhren

Modellierung der dynamischen Feinstruktur

Penumbra: Filamente und Flussröhren

Penumbral grain

PG tails

PG inward migration

Evershed flow

Uncombed penumbra

Surplus brightness of PU

Formation of penumbra

Footpoint of tube

Radiative cooling

Footpoint migration

Flow along tube

Tube in background

Hot upflows

Angle of magnetopause

Penumbra: Filamente und Flussröhren

Sonnenzyklus

Die Sonne im Röntgenlicht: Korona Magnetogramm in der Photosphäre

EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K

Mai 1996 Dezember 2000

Sonnenzyklus

Fackel am Sonnenrand

Solare Helligkeitsvariation

Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand

Übersicht

Aufbau der Sonne

Sonnenflecken in der Photosphäre: Magnetfelder und Strömungen

Fraunhofersche Absorptionslinien: Doppler- & Zeeman--Effekt

Entstehung von Sonnenflecken

(Flares und koronale Massenauswürfe)

Modellierung der penumbralen Feinstruktur

Sonnenzyklus und Sonnendynamo

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)

Flares und Magnetfelder

Trickfilm