Koronale Massenauswürfe

Die Magnetohydrodynamik der
Konvektionsschicht der Sonne
und die Entstehung von
koronalen Massenauswürfen
Promotionsvortrag Andreas Lintermann
24.07.2014
Solares Wetter
•
Erste Beobachtungen von Sonneneruptionen (Flares) von Carrington
und Hodgson (1859)
Flares
Sonnenflecken
Sonnenflecken, 01/09/1859, beobachtet von R.C. Carrington [1]
[1] R.C. Carrington, Description of a Singular Appearance in the Sun, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 20, p.13-15, 1859
Beobachtungen auf der Erde
Inklination
Deklination
Aufzeichnungen des Greenwich Observatory Magnetometers (30/08/1859 - 02/09/1859)
•
heute liegt die Vorwarnzeit bei einer
Geschwindigkeit von 1500 km/s liegt bei
ca. 28 Std.
•
Aurora Borealis bis nach Hawaii und Italien
sichtbar
•
Telegraphie war nicht mehr möglich
Frederic Edwin Churuch - Aurora Borealis (1865)
Beobachtungen im All
Beobachtung mittels mehrerer Satelliten
SOHO: Modell Jan Rasmussen
SOHO
1 AU
Messung von:
•
ultravioletter Strahlung
•
magnetisch/akkustischen Wellen
koronalen Geschwindigkeiten
…
•
•
Erde
SOHO (1995 ~ 2014)
• Erdabstand 1.5 x 106 km
• im Lagrange-Punkt L1
• Halo-Orbit mit 6 x 105 km
Beobachtungen im All
Beobachtung mittels mehrerer Satelliten
Ulysses
Jupiter
Instrumente Ulysses (NASA/ESA)
SOHO
Erde
1 AU
Messung von:
Ulysses (bis 2009)
•
Magnetfeldern und -wellen
•
ausserhalb der Sonnenebene
•
Röntgen- und Gammastrahlen
Energie von Partikeln
•
bis zu 800 Inklination
Verwendung eines Fly-By Manövers
(Jupiter)
•
•
Beobachtungen im All
Beobachtung mittels mehrerer Satelliten
STEREO A (“after”)
Instrumente STEREO (NASA /ESA)
SOHO
1 AU
Erde
STEREO B (“before”)
STEREO (seit 2006)
•
stereoskopische Beobachtung
•
Winkelerhöhung bis zur Quadratur
gegenläufig (A und B)
Coronograph, Ultraviolett Imager, …
•
•
Koronale Massenauswürfe 2003
•
Beobachtungen eines Flares im Rahmen der SOHO Mission mit
koronalem Massenauswurf (CME)
Sonne
o
EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) bei 195 A
Lasco (Large Angle and Spectormetric Coronagraph) C2
Eruptionen in der Vergangenheit
Jahr
1806 - 1807
1858, 1892, 1921
Auswirkungen / Beobachtungen
Kompasse spielen verrückt
… Aurora Borealis, Störung der Telegraphie, Feuerausbruch
1960
… Ausfall des Funkverkehrs
1989
… Ausfall des Hydro-Quebec Stromnetzes für 9 Stunden
2000
… (Bastille-Tag), Voyager 1/2 registrieren Eruption
2003
… (Halloween Sturm), massiver Ausfall der Kommunikation und
von Satelliten, Stromausfall in Schweden, Umlegung von
Flugrouten
2005
… Schwankungen im Stromnetz, Störung des GPS
…
04/2014
… stärkere Flares werden beobachtet
Auswirkungen und Vorhersagen
Je technisierter die Menschheit, desto mehr wächst die Gefahr
eines ökonomischen und gesellschaftlichen Zusammenbruchs
durch derartige Ereignisse
Die Erforschung von Sonneneruptionen spielt eine wichtige Rolle:
•
Welche Auswirkungen werden solche Ereignisse auf uns haben?
•
Wann wird das nächste Ereignis eintreffen?
•
Wie entstehen Flares und CMEs?
•
Wie funktioniert die Magnetohydrodynamik
der Sonne?
Ziel ist die Entwicklung eines zuverlässigen
Frühwarnsystems um solche Ereignisse
vorherzusagen
o
EIT bei 304 A, 14/09/1999
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Aufbau der Sonne
k
n
n
o
c
e
fl
n
e
Konvektionsschicht (~ 2 x 105 km)
Umbra
S
na
ro
Ko
Strahlungsschicht
(~ 3 x 105 km)
Penumbra
Kern (~ 2 x 105 km)
Photosphere
(~ 500 km)
Chromosphere
Flare
Tachocline
Protuberanz
Magnetohydrodynamik
Das Plasma ist einem elektromagnetischem Feld ausgesetzt:
•
Es gilt das Ohmsche Gesetz:
J=
Tinte
+
(E + v ⇥ B)
+
M
J
v
Salzwasser
B
Magnetohydrodynamik
Das Plasma ist einem elektromagnetischem Feld ausgesetzt:
•
Es gilt das Ohmsche Gesetz:
J=
F = q (E + v ⇥ B) (Lorentzkraft)
effektives
elektrisches Feld
Tinte
+
(E + v ⇥ B)
-+
Salzwasser
+
M
-
J=
J
Salzwasser
Magnet
B
v
(E + v ⇥ B)
Magnetohydrodynamik
•
Weiterhin gilt das Faradaysche Induktionsgesetz:
,
•
I
r⇥E=
@A
(E + v ⇥ B) ds =
@B
@t
Z
d
B dA
dt A
und das Ampèresche Gesetz:
r ⇥ B = µJ
I
Z
,
B ds = µ J dA
@A
A
J=
v
ds
@A
(E + v ⇥ B)
r⇥E=
@B
@t
r ⇥ B = µJ
Magnetohydrodynamik
Navier-Stokes Gl.
Maxwell Gl.
Insgesamt ergeben sich somit die MHD-Gleichungen zu:
J
=
r⇥E
=
r⇥B
=
r·E
=
r·B
=
(E + v ⇥ B)
@B
@t
µJ
⇢e
✏0
(Quellenfreiheit des Magnetfeldes)
0
=
0
@⇢
+ r · (⇢v)
@t
@⇢v
+ ·r⇢vv
@t
 ✓
◆
 ✓
◆
2
2
@
|v|
|v|
⇢ e+
+r· ⇢ e+
v
@t
2
2
Quellterme:
•
•
•
=
rp + ⇢g + r · ⌧ + J ⇥ B
=
rq
Koronale Hitzequelle
Aufheizung auf Grund dissipierender Alfvénwellen
Wärmeverlust auf Grund von Strahlungsverlust
Lorentzkraft
r · (pv) + r · (⌧ · v) + (J ⇥ B) · v + S
…
Kennzahlen und Alfvén’s Theorem
•
Einsetzen vom Ohmschen Gesetz in das Faradaysche Gesetz liefert:
0
@B
1
r2 B
= r ⇥ (v ⇥ B) +
@t
µ
|{z}
J=
(E + v ⇥ B)
r⇥E=
:=
= magnetische Diffusivität
•
Die Magnet-Reynoldszahl im solaren Umfeld ist groß:
Rem =
•
vL
= µv L
1
Rem 2 O 1020 , v
1, L
Alfvén’s Theorem (“frozen-in property”)
B
v
d
dt
Z
B dA = 0
A
1,
⌧1
@B
@t
Alfvénwellen
Einsetzen des Ampèreschen Gesetzes in die Lorentzkraft:
=
=
v
magnetischer Druck
B2
r
2µ
Störung
F
B
B2
(B · r)
r
µ
2µ
B @B
B2
êt
ên
µ @s
µR
R
B
B
r⇥B
J=
µ
F=J⇥B
B
Alfvénwellen
Einsetzen des Ampèreschen Gesetzes in die Lorentzkraft:
=
=
v
magnetischer Druck
B2
r
2µ
Störung
F
B
B2
(B · r)
r
µ
2µ
B @B
B2
êt
ên
µ @s
µR
R
B
B
Alfvénwellen, NCAR & UCAR
r⇥B
J=
µ
F=J⇥B
B
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Dynamotheorie
Die Sonne durchläuft einen 11-jährigen Zyklus
•
Bestimmung z.B. mittels der Sonnenfleckenrelativzahl
Rf = k · (10g + f )
Hathaway, NASA 1980-2010
Dynamotheorie (Modell)
zwei Effekte spielen eine Rolle:
•
der ⌦ -Effekt:
'
B
•
@B
= r ⇥ (v ⇥ B) + r2 B
@t
Rem
1
B"
B
B
B
der ↵-Effekt:
Helizität durch
Turbulenz:
B
J'
j'
v · ! 6= 0
B'
B'
mag. Rekonnektion
Bz
Koronale Massenauswürfe
Photosphäre
⌦ - Effekt
Magnettubus
Rem
Tachocline
B"
1
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Konvektionsschichtströmungen
Aufnahmen der Photosphäre zeigen die Granulation erzeugt durch
Konvektion
Hinode Solar Optical Telescope (SOT) - 13/12/2006
(LMSAL, CfA, Naval Research Lab)
Hinode Science Center,
National Astronomical Observatory
of Japan
Konvektionsschichtströmungen
Voraussetzung für Konvektionsströmungen
dT
dr
amb
dT
>
dr
=
b
1 T dP
P dr
(Schwarzschild-Kriterium)
b
r
r = 0.71 · R
pamb
⇢amb
Tamb
dT
dr
dT
dr
b
dT
dr
>
amb
dT
dr
adiabat
b
max. Größe: 1.5 x 103 km
aufsteigend
Erzeugung der Granulation:
aufsteigend
•
amb

dpamb
<0
dr
dTamb
<0
dr
pb
⇢b
Tb
pb
⇢b
Tb
absteigend
•
•
Konvektiver Energietransport (Mischungsweg-Ansatz)[2]:
✓ ◆
✓ ◆
dT
dT
Tconv =
· lm
dr b
dr amb
Fconv
s
kB Tconv
= ⇢cp Tconv ·
µ
| {z }
|
{z
}
h
aufsteigend
Konvektionsschichtströmungen
lm
vconv
•
Abschätzung für den Grund der Konvektionsschicht der Sonne:
!
Tconv 
!
•
✓
es folgt vconv
L
1
4⇡(0.7R )2 ⇢cp
◆ 23
µ
 0.5 K,
kB
m
6
t
⇠
10
s
⇠ 70
und conv
s
[2] N. Meyer-Vernet, Basics of the Solar Wind, Cambridge University Press, 2007
✓
Fconv
L

4⇡r2
◆
Konvektionsschichtströmungen
Wirkende Kräfte auf das Magnetfeld
•
es wirken hydrostatischer und magnetischer Druck
dpint (z)
1 dB(z)2
+
dz
2µ0 dz
1 dB(z)2
2µ0 dz
,
=
=
dpext (z)
dz
g(z)
|{z}
:=⇢M
•
!
pint + 1/(2µ0 )B 2
·(⇢int
⇢ext )
B
pext
1
B(z)2
pm =
2µ
p = ⇢RT
G
,z z
weiterhin entsteht ein Abtrieb auf Grund der magnetischen Flusspumpe[3]
[3] E.M. Drobyshevski, V.S. Yuferev, Topological pumping of magnetic flux by three-dimensional convection, Journal of Fluid Mechanics, Vol. 65, p. 33-44, 1974
Konvektionsschichtströmungen
Wirkende Kräfte auf das Magnetfeld
•
es wirken hydrostatischer und magnetischer Druck
dpint (z)
1 dB(z)2
+
dz
2µ0 dz
1 dB(z)2
2µ0 dz
,
=
=
dpext (z)
dz
g(z)
|{z}
:=⇢M
•
pint + 1/(2µ0 )B 2
·(⇢int
⇢ext )
B
pext
1
B(z)2
pm =
2µ
p = ⇢RT
G
,z z
weiterhin entsteht ein Abtrieb auf Grund der magnetischen Flusspumpe[3]
… + Lorentzkraft
!
[3] E.M. Drobyshevski, V.S. Yuferev, Topological pumping of magnetic flux by three-dimensional convection, Journal of Fluid Mechanics, Vol. 65, p. 33-44, 1974
Koronale Massenauswürfe
Photosphäre
⌦ - Effekt:
Magnettubus
Rem
1
B"
Tachocline
Protuberanz
Sonnenflecken
FA
B ":
pm "
⇢int ⌧ ⇢ext
Konvektionsschichtströmungen
Numerische Simulation der Rotation in der Konvektionsschicht bei kleinen
(Magnet-) Reynoldszahlen[4,5]
radiales Magnetfeld[3]
azimuthale, zeitlich gemittelte Rotationsfrequenz[4]
[4] A.S. Brun, M.S. Miesch, J. Toomre, Modeling the Dynamical Coupling of Solar Convection with the Radiative Interior, The Astrophysical Journal,
Vol. 742, p. 79-99, 2011
[5] A. Strugarek, A.S. Brun, J.-P. Zahn, Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone, Astronomy & Astrophysics,
Vol. 532, A34, 2011
Konvektionsschichtströmungen
Differentielle Rotation:
•
Randbedingung: schneller Äquator, langsame Pole
•
die Lorentzkraft entzieht der differentiellen Rotation Energie[6]
Äquator
Latitudenvariation
hydrodynamisch
Abfall der
Winkelgeschwindigkeit
Reduktion der
kinetischen Energie
MHD
[6] A.S. Brun, 3-D MHD Simulations of the Solar Convection Zone and Tachocline, Helio- and Asteroseismolgy: Towards a Golden Future, SOHO14/GONG04
Conference, Yale, ESA-SP-559, 271-282
Konvektionsschichtströmungen
Differentielle Rotation:
•
Reduktion der Geschwindigkeit an der Tachocline[5]
Krümmung der Magnetfeldlinien
Erzeugung eines
magnetischen Drehmomentes
v'
B
! const.
[5] A. Strugarek, A.S. Brun, J.-P. Zahn, Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone, Astronomy & Astrophysics,
Vol. 532, A34, 2011
[6] A.S. Brun, 3-D MHD Simulations of the Solar Convection Zone and Tachocline, Helio- and Asteroseismolgy: Towards a Golden Future, SOHO14/GONG04
Conference, Yale, ESA-SP-559, 271-282
Konvektionsschichtströmungen
Meridiale Zirkulation[6]
•
Drehimpulstransport Richtung Pole durch Maxwellspannungen
•
die Schubspannungen des Fluides wirken dem entgegen (Drehimpulstransport
Richtung Äquator)
Schubspannungen
Maxwellspannungen
Zirkulationen
[5] A. Strugarek, A.S. Brun, J.-P. Zahn, Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone, Astronomy & Astrophysics,
Vol. 532, A34, 2011
[6] A.S. Brun, 3-D MHD Simulations of the Solar Convection Zone and Tachocline, Helio- and Asteroseismolgy: Towards a Golden Future, SOHO14/GONG04
Conference, Yale, ESA-SP-559, 271-282
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Protuberanzen und Sonnenflecken
Beobachtung von Protuberanzen
Numerische Simulation von Sonnenflecken[7]
Protuberanz
Sonnenflecken
FA
SDO (Solar Dynamics Observatory),
AIA (Atmospheric Imaging Assembly) 30/03/2010
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Sonnenflecken
Eigenschaften von Sonnenflecken:
•
kälter als die umgebende Photosphäre
Tspot ⇡ 2000K
!
•
weisen ein starkes magnetisches Feld auf
Bspot ⇡ 0.3T
(B ⇡ 31
B
Penumbra
•
Umbra
50µT )
Photosphäre
Umbra
Penumbra
Big Bear Solar Observatory,
NJIT (New Jersey Institute of Technology)
die Dichte ist geringer als die Dichte der Photosphere
dB
< 0 ) ⇢int < ⇢ext
dz
(aus Kräftegleichgewicht)
Sonnenflecken
Numerische Simulation von Sonnenflecken mit MURaM[7]
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Sonnenflecken
Numerische Simulation von Sonnenflecken mit MURaM[7]
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Sonnenflecken
Numerische Simulation von Sonnenflecken mit MURaM[7]
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Sonnenflecken
Simulation der Filamente[6]
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Sonnenflecken
Simulation der Filamente[6]
Bx
Bz
vx
T
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
The Astrophysical Journal, Vol. 691, p. 640-649, 2009
Übersicht
•
Aufbau der Sonne und Grundlagen der Magnetohydrodynamik
•
Dynamotheorie
•
Die Dynamik der Konvektionsschicht
•
Protuberanzen und Sonnenflecken
•
Entstehung koronaler Massenauswürfe
•
Zusammenfassung
Protuberanzen
Eigenschaften von Protuberanzen:
hoher magnetischer Druck führt zu Konvektion
•
magnetische Spannung führt zur Kürzung der Magnetfeldlinien
•
kann Masse transportieren
•
magnetische Rekonnektion führt zu koronalem Massenauswurf (CME)
magnetische Arkade
CME
•
Rekonnektion
Protuberanz
v
Sonnenfleck (S)
B
B
Sonnenfleck (N)
magnetisches Kissen
Koronale Massenauswürfe
Photosphäre
⌦ - Effekt:
Magnettubus
Rem
B"
Tachocline
r2 B " :
mag. Rekonnektion
1
CME
Protuberanz
Sonnenflecken
FA
B ":
pm "
⇢int ⌧ ⇢ext
Solarer Wind im Hintergrund
Modell für die Simulation des solaren Windes[8]
polares koronales Loch
(offene Feldlinien)
Region schnellen
solaren Windes
B
70
Region langsamen
solaren Windes
0
Magnetfeld bei solarem Minimum
[8] C.P.T. Groth, D.L. De Zeeuw, T.I. Gombosi, Global three-diemensional MHD simulation of a space weather event: CME formation, interplanetary
propagation, and interaction with the magnetosphere, Journal of Geophysical Research, Vol. 105, A11, 25053-25078, 2000
Solarer Wind im Hintergrund
Modell für die Simulation des solaren Windes[8]
langsam: 300-450 km s
1
schnell: 750-880 km s
1
1
vs. vCM E ⇡ 1500 km s
B
10
Heliosphärische Stromschicht
1
5
70
0
-5
AU
Z
0.5
0
-10
0
0
0.5
1
0
AU
0.5
1
1.5
0.5
-10
-5
0
5
10
Y
1
1
Stationäres Magnet- und Geschwindigkeitsfeld bei
solarem Minimum[7]
0.5
Archimedes-Spirale
[8] C.P.T. Groth, D.L. De Zeeuw, T.I. Gombosi, Global three-diemensional MHD simulation of a space weather event: CME formation, interplanetary
propagation, and interaction with the magnetosphere, Journal of Geophysical Research, Vol. 105, A11, 25053-25078, 2000
Koronaler Massenauswurf (CME)
Erzeugung eines CMEs mittels eines Torusmodells[9,10]
Torusachse
✓
R0
R0
'
r0
B = f (r0 , R0 , ✓, ', S0 , S1 )
Randbedingungen:
⇢cme
=
vcme
=
↵ · ⇢sw
· vsw
[9] E.P. Romashets, M. Vandas, Interplanetary magnetic clouds of toroidal shapes, Proceedings ISCS 2003 Symposium, 535-540, 2003
[10] S.E. Gibson, B.C. Low, A Time-dependent Three-dimensional Magnetohydrodynamic Model of the Coronal Mass Ejection,
The Astrophysical Journal, Vol. 493, 460-473, 1998
Koronaler Massenauswurf (CME)
3D-Simulation eines CMEs[11]
>1750 km/s
Initiale Magnetfeldkonfiguration
[11] S. Poedts, C. Jacobs, B. van der Holst, E. Chane, R. Keppens, Numerical simulation of the solar corona and Coronal Mass Ejection,
Earth Planets Space, Vol. 61, 599-609, 2009
Koronaler Massenauswurf (CME)
3D-Simulation eines CMEs[11]
Äquator
[11] S. Poedts, C. Jacobs, B. van der Holst, E. Chane, R. Keppens, Numerical simulation of the solar corona and Coronal Mass Ejection,
Earth Planets Space, Vol. 61, 599-609, 2009
Koronaler Massenauswurf (CME)
3D-Simulation eines CMEs[11]
Äquator
[11] S. Poedts, C. Jacobs, B. van der Holst, E. Chane, R. Keppens, Numerical simulation of the solar corona and Coronal Mass Ejection,
Earth Planets Space, Vol. 61, 599-609, 2009
Koronaler Massenauswurf (CME)
2D Simulation der Schockausbreitung in der Korona der Sonne[12]
⇢(r, ', t)
Kompressionsrate: rc =
⇢0 (r, ', t = 0)
[12] J. Pomoell, R. Vainio, R. Kissmann, MHD simulation of the evolution of shock structures in the solar corona:
implications for coronal shock acceleration, Astrophysics and Space Sciences Transactions, Vol. 7, 387-394, 2011
Geomagnetischer Sturm
Auftreffen eines CMEs auf das Erdmagnetfeld
Animation eines geomagnetischen Sturms (NASA)
Forschungsbedarf
Viele physikalische Vorgänge in der Sonne sind noch ungeklärt
•
es existieren keine Direkten Numerischen Simulationen der turbulenten
Konvektionsschicht bei hohen (magnetischen) Reynoldszahlen
•
es mangelt an einem genauen Verständnis des solaren Dynamos
•
helioseismische Messungen dringen nicht tief genug in die Sonne ein um
numerische Modelle zu validieren
•
numerische Modelle bilden immer nur einen Teil der Physik ab
•
was ist mit Alfvénwellen, Gravitationswellen und der Inkonsistenz der
Tachocline?
•
was verursacht die Erhitzung der Korona und welchen Einfluss hat dies
auf CMEs?
Zusammenfassung
•
Grundlagen der Sonnenphysik
•
•
•
•
das Ohmsche, Faradaysche und Ampèresche Gesetz und dessen Auswirkungen
der Alfvéneffekt zieht die Magnetfeldlinien mit der Strömung mit
Entstehung von Alfvénwellen bei hohen magnetischen Reynoldszahlen
Verständis der Dynamotheorie
•
Verstärkung des Magnetfeldes durch den
den
•
⌦-Effekt und Reinitialisierung durch
↵-Effekt
Einfluss der Konvektionsschicht auf den Dynamo
•
•
•
Erzeugung des Auftriebs in konvektiven Strömungen durch hydrodynamische und
magnetische Drücke
das Verhalten des Magnetfeldes ist abhängig von der Konvektion, der
magnetischen Flusspumpe und den Lorentzkräften
Einfluss der differentiellen Rotation und Entstehung der meridialen Zirkulation
Zusammenfassung
•
Protuberanzen sind aus der Photosphäre herausragende Magnetfelder
•
•
•
deren Grund bilden die Sonnenflecken mit quasi-orthogonalem Magnetfeld in
der Mitte und vielen Filamenten am Rand
magnetische Rekonnektion führt zu koronalem Massenauswurf und Freiwerden
von Energie
die Simulation koronaler Massenauswürfe
•
der Sonnenwind erfüllt das All
•
Verwendung eines Magnet-Torusmodells und der Vorschrift eines Dichte und
Geschwindigkeitsanstiegs
Referenzen
[1] R.C. Carrington, Description of a Singular Appearance in the Sun, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 20, p.13-15, 1859
[3] E.M. Drobyshevski, V.S. Yuferev, Topological pumping of magnetic flux by three-dimensional convection, Journal of Fluid Mechanics,
Vol. 65, p. 33-44, 1974
[4] A.S. Brun, M.S. Miesch, J. Toomre, Modeling the Dynamical Coupling of Solar Convection with the Radiative Interior,
The Astrophysical Journal, Vol. 742, p. 79-99, 2011
[5] A. Strugarek, A.S. Brun, J.-P. Zahn, Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone,
Astronomy & Astrophysics, Vol. 532, A34, 2011
[6] A.S. Brun, 3-D MHD Simulations of the Solar Convection Zone and Tachocline, Helio- and Asteroseismolgy: Towards a Golden Future,
SOHO14/GONG04 Conference, Yale, ESA-SP-559, 271-282
[7] M. Rempel, M. Schüssler, M. Knölker, Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of Sunspot Structure,
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