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

Zeichnung vs. Photographie

Aus: Secchi / Schellen: Die Sonne, 1872

Desierto, Spanien,40 s Belichtung,Angelo Secchi

Spanien,Zeichnung nach Finsternis,

Warren de la Rue

18. Juli 1860

Sonnenfinsternis 18.7.1860: Zeichnungen

G. Tempel F. A. Oom

E.W. Murray F.Galton C. von Wallenberg

von Feilitzsch

Aus: C.A. Ranyard (1879), Mem. Roy. Astron. Soc. 41, 520, Kap. 44.

Strukturen der Korona: Minimum solarer Aktivität

Sonnenfinsternis, 3. Nov. 1994, Putre, Chile, Aufnahme: High Altitude Observatory / NCAR

“Helmet Streamer”

Koronales Loch

Protuberanzen

“Polar Plumes”„Diffuse Korona“

„Ruhige Sonne“

Das Magnetfeld strukturiert die Korona

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

29.5.1996 28.3.2001

Minimum Maximum

Big

Be a

r Sol

ar O

bse r

v at o

r y

Sonnenfleckenzahl (seit 1843) magnetische Polarität (seit 1908) magnetische Aktivität

11 jähriger Zyklus der Sonne:

zugrunde liegender Mechanismus: Dynamo zur Magnetfelderzeugung

Sonnenflecken-Relativzahl monatlich geglättet

Die Korona: Maximum vs. Minimum

18. 3. 1988, Philippinen Finsternisaufnahmen: 16. 2. 1980, IndienHigh Altitude Observatory - NCAR

Minimum

„einfache“ Dipolstruktur wenige Aktive Gebiete (Sonnenflecken) ausgeprägte koronale Löcher “Helmet Steamer” nur am Äquator

Maximum

komplexe magnetische Struktur viele Aktive Gebiete praktisch keine koronalen Löcher Aktivität „drängt“ zu hohen Breiten

Die Röntgen-Korona im solaren Zyklus

1995Minimum

1991Maximum

1993

Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), Röntgen-Emission bei 1 nm, 2· 106 K

100 x heller !

H (656.3 nm) Ca II H (396.9 nm)

Die Sonne ist (fast) ein Schwarzer Strahler bei einer Temperatur von 5777 K.

Absorption von Licht in darüberliegenden Schichten(obere Photosphäre, Chromosphäre).

Die Absorptionslinien sind charakteristischfür die in der Atmosphäre vorhandenen Elemente(entdeckt von Wollaston, 1802; benannt nach Fraunhofer).

Das Spektrum der Sonne

Original-Spektrum vonFraunhofer (1814)

Na I D1 (589.6 nm)Na I D2 (589.0 nm)

Profile der Spektrallininen geben Aufschluß über die P h y s i k eines Sterns

Was sieht man bei einer Sonnenfinsternis?

Linien-Korona - einzelne Emissionslinen z.B.: „grüne Koronaline“

- Emission von Atomen / Ionen: neue Elemente? Helium, Coronium

Fraunhofer-Korona - Absorptionslinien sichtbar - unpolarisiert: Streuung an Staub (Zodiakallicht)

Kontinuums-Korona - keine Absorptionslinien - polarisiert: Streuung an freien Elektronen

10-6

10-8

1

K-Korona

F-Korona

L-Korona

Sonnen-scheibe

Abstand von Scheibenmittein Sonnenradien

Inte

nsitä

t rel

ativ

zur

Sch

eibe

nmitt

e

1 5

klarer blauer Himmel

„normaler” Himmel

Sonnenfinsternis

Die Korona ist heiß !

Skalenhöhe der Intensität: 0.1 R(um 1900)

KcoronaB 310600 T

gmTkH

K-Korona: Streuung an freien Elektronen: Thermische Geschwindigkeit der Elektronen:

mTkv B2 3

schmalste spektrale Strukturen: 6 nm (Waldmeier 1941)

K 10600 km/s 4000 nm 500 @ nm6 3

grüne Linie: Fe XIV (530 nm)gelbe Linie: Ca XV (569 nm) rote Linie: Fe X (637 nm) diese Ionen existieren nur bei > 106 K

Emissionslinien hoch ionisierter Atome: (Edlén & Grotian 1939-41)

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

f0 [ W/m2 ] TC [106 K] 17600 5.0 150 1.0 wie Sonne 0.29 0.5

Änderung der Heizrate f0

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.

Antiochos (1984) ApJ 280, 416 Mariska (1988) ApJ 334, 489Klimchuk & Mariska (1988) ApJ 328, 334McClymont & Craig (1987) ApJ 312, 402

nanoflares

magneticreconnection

footpoint motions

mag

net ic

f iel

d

4·105 K105 K

106 K

104 Kphotosphere

corona sound wavesnanoflares in coronal loops

Hansteen (1993) ApJ 402, 741Peter & Judge (1999) ApJ 522, 1148Teriaca et. al. (1999) A&A 349, 636

Understanding line shifts II: multiple structures

Dowdy et al. (1986)Solar Phys., 105, 35

do we have to dealwith a lot of“single T structures”of different temperatures?

models for line shifts in isothermal loops ?

line formation temperature log (T [K])

line formation temperature T [K]

(blu

e)

D

oppl

er s

hift

[km

/s]

(

red)

3D models to understand structure!!

Flares und koronale Massenauswürfe

SOHO / EIT

Fe XII (19.5 nm) 1.5·106 K

Aktive Region mit Flare (Strahlungsausbruch)

Koronaler Massenauswurf (CME)vCME 1000 km/s

SO

HO

/ La

sco

C2:

1.

5 –

3 R

SO

HO

/ La

sco

C3

: 3

– 3

2 R

Ein großer CMESOHO / Lasco C3

20.4.1998

(mit Mars und Saturn...)

zum Vergleich:Zeichnung von

G. Tempel bei einer

Sonnenfinsternis

18.7.1860

Wenn ein CME die Erde trifft...

Aurora beobachtet in Essen, 7. April 2000 um 01:00

Was sieht man von einer stellaren Korona ? Photosphäre: Doppler-(Zeeman)-Imaging: Strukturen auf Sternoberfläche

Korona: Emission meist von wenigen Aktiven Regionen oder von Flares dominiert: „Punktlichtquellen“ in der Korona

XY Ursa Major(A. Collier Cameron)

Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT), 1 nm, 2· 106 K

Sonne

UV Cet (Benz et al. 1998)

Beobachtungen im Radiobereich

1mas

Winkelauflösung eines Teleskops:

bei „Very Long Baseline Interferometry“:

D = Erddurchmesser = 10 cm Auflösung bis zu 1/1000 Bogensekunde (=mas)

D

Radio-Korona:

Radioemission durch um Magnetfeld„kreisende“ Elektronen

(wo kommen diese schnellen Elektronen eigentlich her … ?)

Zwerg-stern

Mapping stellar X-ray structure:

A total stellar eclipse of the young Sun (G5V) Coronae Borealis

8 hrs

(Güdel et al. 2003)

inaktiver Stern (Sonne)

aktiver Stern

Ein Stern in 3D

AB Doradus kühler aktiver Stern (K2V) Teff 4000K

halb so hell wie die Sonne (0.4 L)

schneller Rotator (50 ) 49 Lichtjahre entfernt Beobachtung: 7.–12. 12. 1995

Oberflächenstrukuren von Helligkeit und Magnetfeld mit Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI)

Potentialfeldextrapolation (Quellfläche bei 5 R)

Druck an koronaler Basis: p B2

auf offenen Feldlinien: p=0

Emissivität ne2

Collier Cameron, Jardine, Wood, Donati (2000)

Aktuelle Forschung: Loop-DynamikHardi Peter

KIS

Bilanz für Flüsse von - Masse ( ) - Impuls ( v ) - Energie ( T )

T, , v als Funktion von Ort x und Zeit t

Berechne (simultan)Emission in verschiedenenSpektrallininen... M

ülle

r, P

eter

& H

anst

een

(200

3)

3D Korona ModellHardi Peter

KIS

3D MHD model for the corona: 50 x 50 x 30 Mm Box (1003)

full energy equation (heat conduction, rad. losses)

starting with down-scaled MDI magnetogram

braiding of magnetic fields due to photospheric motions (Galsgaard, Nordlund 1995; JGR 101, 13445)

heating: DC current dissipation (Parker 1972; ApJ 174, 499)

heating rate J2 ~ exp(- z/H )

coronal temperatures of > 106 K

good match to TRACE imageshorizontal x [ Mm]

horiz

onta

l y

[ M

m]

MDI magnetogram

vert

ical

z [

Mm

]

synthetic TRACE 171 Å emission measure

vertical z [ Mm]cu

rren

t l

og10

J2

mean B2

mean J2

histogram of currents

Gudiksen & Nordlund (2002) ApJ 572, L113

Aktuelle Forschung: first spectra from 3D modelsHardi Peter

KIS

calculate spectra at each grid point (ionisation eq.) integrate along line-of-sight maps in intensity, shifts

Peter,Gudiksen& Nordlund(2003)

chromospheric structure yet not well reproduced TR / corona look disconnected tool to study morphology!

Doppler shifts: quiet Sun vs. 3D modelHardi Peter

KIS

observed Doppler shifts:

To be done:similarly for Emission measure distribution of shifts non-thermal width etc… P

eter

, Gud

ikse

n &

Nor

dlun

d (2

003)

average Doppler shift from synthesized spectra: - good qualitative agreement - best over-all match of models so far - no “fine-tuning” needed!

blue

D

oppl

er s

hift

[km

/s]

r

ed

4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5line formation temperature log ( T [K] )

6

8

4

2

0

Si II

C IIC III C IV

Si IV

O IV

O V O VINe VIII

Mg X

Zusammenfassung

Die Korona der Sonne ist heiß 106 K sind „natürlich“.

Die Korona ist hoch strukturiert und dynamisch.Die Strukturen sind magnetisch dominiert.

Aus magnetisch offenen Gebieten fließt der Sonnenwind ab.

Magnetisch geschlossene Gebiete können sich öffnen, wodurch viel Material ausgeworfen werden kann (Koronale Massenauswürfe; CME).

Starker Einfluß der CMEs auf unsere „Zivilisation“.

Physikalische Prozesse der Koronaheizung sind nach wie vor unklar.

„gute“ Kandidaten: - flux braiding („Flechten“) und Stromdissipation - Alfvén-Wellen nahe der Gyrofrequenz (Ion-Zyklotron-Wellen)