Die Sonnenkorona

Gottfried MannAstrophysikalisches Institut Potsdam,

An der Sternwarte 16, D-14482 Potsdam, Germany

e-mail: GMann@aip.de

Die Sonne ist ein aktiver Stern

Die Sonnenkorona im Verlauf des Fleckenzyklus

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

Beobachtung der Korona I

SOHO – Solar Heliospheric Observatory

Beobachtung der Korona II

Observatorium für solare Radioastronomiedes Astrophysikalischen Instituts Potsdam

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

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

Bipolare Sonnenfleckengruppen – Signaturen magnetischer Flussröhren

Aktive Prozesse, die mit impulsiver Energiefreisetzung einhergehen.

Partikelbeschleunigung

Plasmaheizung

Materieauswürfe

Strahlungsausbrüche

Flares Strahlungsausbrüche

Koronale Massenauswürfe (CMEs) großskalige Materieauswürfe

Filamenteruptionen

Sonneneruptionen

Wellen auf der Sonne

Wellen breiten sich über eine

Hemisphäre der Sonne aus.

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.

Der Flare vom 28. Oktober 2003 I

X 17.2 class flare

Radioemission - Plasmaemission

2e0

02

pe4m

Neff

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

Koronale Massenauswürfe I

koronalerMassenauswurf

eruptive Protuberanz

Magnetische Rekonnektion

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Koronale Massenauswürfe II

Der Sonnenwind

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• 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.

Polarlichter vom Space Shuttle aus gesehen

Eine Reise zur Sonne und zurück

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.

Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!