Sonne und interplanetarer Raum
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Sonne und interplanetarer Raum Übersicht: zusätzliche Konzepte: 18.05.2005 Die Sonne als magnetischer Stern Sonnenwind Interplanetares Medium Wellen im interplanetaren Medium 3-Dimensionale Heliosphäre Die aktive Sonne Flares und koronale Massenauswürfe Stossfreie Stosswelle Turbulenz und Wellen Stossfreie Stosswellen Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 1 Datenblatt Sonne 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 2 Die Sonne als magnetischer Stern Rekonstruiertes photosphärisches Magnetfeld für eine CarringtonRotation (Carrington: mit der Sonne rotierendes Koordinatensystem; definiert über die Zeit, an dem der „Nullpunkt“ des Systems die Erde-Sonne Linie kreuzt) www.stanford.edu/synoptic.html Magnetogramm als Momentaufnahme der Sonne; National Solar Observatory NSO www.nso.noao.edu/synoptic/ 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 3 Einschub: Magnetfeldmessung Zeeman-Effekt: Aufspaltung von Spektrallinien im Magnetfeld: 18.05.2005 Aufspaltung δλ gibt Feldstärke, Polarisation gibt Feldrichtung! Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 4 Die Sonne als Fusionsreaktor Energieerzeugung im Kern der Sonne durch Fusion: 4 H → He + ∆E PPI-Zyklus: 10E10 Jahre 18.05.2005 Sekunden 10E6 Jahre Alternativ: PPII-Zyklus PPIII-Zyklus Zusätzlich zur Energie entstehen in allen Zyklen Neutrinos ν, diese jedoch mit unterschiedlichen Energien. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 5 Neutrinos und ihre Probleme „Solares Neutrinoproblem“: es werden weniger ν beobachtet als vom Standardsonnenmodell erwartet. Hypothesen: Beobachtungsproblem, Fehler Sonnenmodell, Neutrinovorstellung falsch? Neutrinos haben eine Masse und können zwischen verschiedenen Typen hin und her oszillieren. Chitre, 2003, in Antia et al., Lecture Notes in Phys 619, Springer 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 6 Solarzyklus I http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/images/bfly.gif 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium Indikator: Sonnenflecken. Dauer: im Mittel 11 Jahre (11 ist alles zwischen 7 und 18). Zahl der Flecken pro Zyklus und pro Maximum sehr variabel. „fleckenlose“ Zeiten: Maunder-Minimum, Dalton-Minimum. 7 Solarzyklus II www.hao.ucar.edu/smi/SMI_plate1.html Schmetterlingsdisagramm magnetischer Fluß, Polaritätsmuster auf beiden Hemisphären entgegen gesetzt, Polaritätsmuster kehrt sich von einem auf den anderen Solarzyklus um. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 8 Solarzyklus: Gesetze Beobachtungen: Spörer´s Gesetz: Sonnenflecken treten zuerst in relativ hohen Breiten auf und bewegen sich dann in Richtung auf den Äquator. Während des Solarzyklus verschiebt sich die Breite des Auftretens von Flecken äquatorwärts. Hale´s Polaritätsgesetz: Sonnenflecken treten in bipolaren Gruppen auf, in denen der führende Fleck die gleiche Polarität hat wie die Hemisphäre, in der er auf tritt. Die bipolaren Gruppen der beiden Hemisphären haben entgegen gesetzte Polarität und diese wechselt mit jedem neuen Solarzyklus. Joy´s Gesetz: Der Neigungswinkel bipolarer Gruppen ist proportional zur Breite. Dynamo-Modelle müssen diese Gesetze berücksichtigen!!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 9 Solarzyklus und solarer Dynamo Sitz des Dynamos: Boden der Konvektionszone. Zutaten: differentielle Rotation Ω (rechts), α-Effekt (stochastische Bewegung plus Coriolis verformt toroidales in poloidales Feld). Dissipation 18.05.2005 β-Effekt (stochastische Bewegung verringert die Skalen des Feldes und damit die Zeitkonstante für Dissipation), wichtig für Umpolung! Antia, 2003, in Antia et al., Lecture Notes in Phys. 619, Springer Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 10 Emergenter Fluss: Sonnenflecken Anstiegsphase Solarzyklus: Umpolung (Abklingphase): 18.05.2005 differentielle Rotation erzeugt toroidales Feld. Zunahme des magnetischen Flusses. Zunahme des magnetischen Drucks. magnetischer Auftrieb. Flußröhren durchbrechen Photosphäre: bipolare Fleckengruppe in Übereinstimmung mit Hale‘s Polaritätsgesetz, α-Effekt (gedrehte Flußröhren). Verschmelzung der äquatorwärtigen Flecken. polwärts Wanderung der polwärtigen Flecken. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 11 Solarer Dynamo: Details 1 Emergenter Fluß: Druckgleichgewicht wie beim Sonnenfleck: Umschreiben mit Gasgesetz liefert: als Ausdruck für den magnetischen Auftrieb. Parker´sche Lösung: alle Größen sind mittlere Größen Kombination von Ohm´schem und Ampere´schem Gesetz (vgl. Reconnection): bzw. unter Verwendung der Korrelationsfunktion gibt die Dynamogleichung 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 12 Solarer Dynamo: Details 2 Übergang auf ein mit der Sonne rotierendes kartesisches Koordinantensystem: toroidales Feld soleonidales Feld Einsetzen in Dynamogleichung liefert Entwicklung toroidales Feld aus differentieller Rotation und Turbulenz mit G=∂v_y/∂x als Scherung in v xz-Komponente kann reduziert werden auf mit der Lösung x-Achse nach Westen, y-Achse nach oben/außen, z-Achse in Richtung zunehmender Breite Entwicklung poloidales Feld aus α-Effekt 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 13 Solarer Dynamo: Details 3 Starke differentielle Rotation reduziert Glg. fürs toroidale Feld auf die Gleichung für den αΩ-Dynamo: Lösungsansatz: Wellenfunktion Einsetzen, Lösung der DGL, Beschränkung auf Realteil, liefert als Lsg Definition eines Dynamo-Parameters: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 14 Solarer Dynamo: Details 4 Dynamo-Wachstum für Nd ≥ 2, entsprechend ℜ(ω)≥0. Eigenmoden marginal stabiler (Nd=2) Dynamo mit αG>0 entsprechen einer sich polwärts ausbreitenden Welle. Für αG<0 ist und die marginal stabilen Lösungen entsprechen einer sich äquatorwärts ausbreitenden Welle 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 15 Stellare Dynamos Sonne: auf Grund großer Nähe können wir kleinskalige Aspekte solarer Aktivität (Flecken, Filamente, Flares) identifizieren. aber CaII Spektrallinie gibt allgemeineres Maß für magnetische Aktivität. andere Sterne (aus CaII-Linie abgeleitet): magnetische Aktivität wesentlich größer, Stellarzyklen teilweise deutlich kürzer als Solarzyklus, Ähnlichkeiten Solarzyklus: 18.05.2005 stochastische Variationen in Zykluslänge, Variationen im Niveau der magnetischen Aktivität von Zyklus zu Zyklus. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 16 Solarer Dynamo: Zusammenfassung der solare Dynamo kann verstanden werden aus dem Zusammenspiel von differentieller Rotation zur Erzeugung eines toroidalen aus einem poloidalen Magnetfeld, und turbulenter Bewegung mit systematischem Twist durch Coriolis-Kraft (αEffekt) zur Erzeugung eines poloidalen aus einem toroidalen Magnetfeld. Turbulenz (β-Effekt) wird ferner zur Dissipation des Feldes (Umpolung) benötigt. der magnetische Auftrieb kann das Auftreten der offensichtlichen Aspekte (bipolare Fleckengruppen, Wanderung der Flecken) erklären. Hauptproblem: Umpolung mit realistischen Parametern. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 17 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium http://www.hao.ucar.edu 18 Sonnenwind und interplanetares Medium Die Korona setzt sich als Sonnenwind in das interplanetare Medium fort. http://www.hao.ucar.edu Based on a sketch by S. Koutchmy 18.05.2005 Das interplanetare Medium ist durch die Eigenschaften der Korona strukturiert: schneller Sonnenwind aus koronalen Löchern langsamer Sonnenwind vom Streamer Belt korotierende Wechselwirkungsgebiete wenn sich beide treffen koronale Magnetfeldstrukturen (Stromschicht, source surface) Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 19 Einschub: Strahlungsgesetze 18.05.2005 Emission eines schwarzen Körpers wird beschrieben durch das Planck´sche Strahlungsgesetz: Integration liefert den Gesamtstrahlungsstrom (Stefan-BoltzmannGesetz): Ableitung liefert Lage des Maximums (Wien´sches Verschiebungsgesetz): Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 20 Koronale Emission Photosphäre: strahlt als schwarzer Körper mit T ≈ 5800 K Korona: Emmissionslinien (E-Korona): Spektrallinien hochgradig ionisierter Ionen (Ca XV, Fe XIV) ⇒ Temperaturmessung. Kontinuumskorona (K-Korona): keine Emission! 18.05.2005 sichtbare Korona Streulicht der photosphärischen Emission ⇒ Dichtemessung. linear polarisiert, da die Elektronen durch das koronale Magnetfeld ausgerichtet sind. Elektronen werden vom Magnetfeld geführt ⇒ Dichteverteilung sagt etwas über die Struktur des koronalen Magnetfeld aus Fraunhofer-Korona (F-Korona): Streuung an Staubteilchen mit niedrigen Geschwindigkeiten, erstreckt sich bis in den interplanetaren Raum (Zodiakallicht) Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 21 Korona Höhenstruktur solare Röntgenstrahlung ist thermische Strahlung. verschiedene Wellenlängen sehen verschiedene Temperaturbereiche/Höhen in der Korona. entsprechend sehen verschiedene Spektrallinien verschiedene Temperaturen/Höhen. Hα 18.05.2005 Fe IX/X Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium Fe XII http://sohowww.nascom.nasa.gov/ 22 http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://vestige.lmsal.com/TRACE/POD/TRACEpodoverview.html 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 23 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 24 http://solar physics montana edu/mckenzie/Images/The Solar Cycle XRay hi tiff Korona im Solarzyklus http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Koronales Loch 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 25 Source Surface Fiktive Trennung zwischen kleinskaligem koronalen und großskaligem ipl. Feld: 18.05.2005 alle Feldlinien stehen senkrecht auf der source surface. durch Bögen verbundene Magnetfeldstrukturen liegen größtenteils unterhalb der source surface. Polaritätsmuster der source surface wird im ipl. Raum beobachtet. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 26 Sektorstruktur und Source Surface Herleitung source surface aus Potentialtheorie. Polaritätsmuster der source surface wird in den ipl. Raum getragen. ipl. Magnetfeld zeigt Sektorstruktur. Schatten, 1969, Solar Physics 6, 442 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 27 Source Surface im Solarzyklus Neutrallinie nahezu parallel zum Äquator im Minimum. stark ausgelenkte Neutrallinie im Maximum. maximale Auslenkung beschrieben durch den Tilt-Winkel. Neutrallinie setzt sich als heliosphärische Stromschicht ins ipl. Medium fort. Tilt auch im ipl. Medium 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 28 Ballerina-Modell (Alfven) Neutrallinie geht über in heliosphärische Stromschicht (heliospheric current sheet). Welligkeit hängt ab von der Lage der Neutrallinie auf der source surface. Im Minimum Welligkeit durch Neigung des magnetischen Moments gegen die Drehachse bestimmt 18.05.2005 Abbildung nur sinnvoll für solares Minimum! Überexpansion der Feldlinien aus dem koronalen Loch fraglich Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 29 Heliosphärische Stromschicht Überlagerung von 18.05.2005 radialer Ausbreitung Sonnenwind Rotation der Sonne Heliosphärische Stromschicht liegt in einem durch den Tilt-Winkel bestimmten Trichter. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 30 Heliosphäre im Solarzyklus Stromschicht wichtig für: 18.05.2005 schnelle Teilchendrift (Spezialfall Gradientendrift) dynamische Phänomene (Feldlinienverschmelzung) bestimmt den Bereich, in dem ipl. Feld während der Rotation der Sonne seine Polarität wechseln kann. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 31 Das Interplanetare Medium Großräumige Struktur: Mesoskalige Struktur: 18.05.2005 korotierende Wechselwirkungsgebiete, merged interaction regions (MIR) Kleinskalige Struktur: radial abströmender Sonnenwind (Überschallströmung), eingefrorenes Magnetfeld, Stoßwelle beim Übergang zum interstellaren Medium Wellen oder Turbulenz Transiente Störungen, z.B. koronale Massenausstöße Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 32 Sonnenwind Elevation Überschallströmung Geschwindigkeit 250-800 km/s Dichte wenige Teilchen/cm^3 Thermische Geschwindigkeit Temperatur: Azimuth Protonen 2x10E5 K Elektronen 1X10E5 K Dichte Unterscheidung in schnellen und langsamen Sonnenwind Sonnenwindgeschwindigkeit 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 33 http://web.mit.edu/afs/athena/org/s/space/www/wind/wind_figures/wind_95may20.gif Chapman´s hydrostatische Korona Analogie Erdatmosphäre: statische Schichtung Variation von Dichte und Temperatur mit der Höhe mit Skalenhöhe Ho Konsequenz: Erde in der Korona (100 000 k) ... the coronal gas surrounding the Earth may be expected to have a temperature of order of 100 000 K. This is .... consistent with my main inference – that the Earth is surrounded by a very hot coronal gas, which greatly distends our outer atmosphere and that heat must flow from it by conduction into our atmosphere. (Chapman, 1957) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 34 Parker´s hydrodynamische Korona Problem: Schweife von Kometen Wärmetransport zusätzlich durch strömendes Gas einfachster Ansatz: Protonengas (auf Grund der großen Masse tragen die Protonen den Impuls) zusätzlich Trägheitsterm in der Bewegungsgleichung liefert im 1D Fall einer sphärisch symmetrischen Korona: Faktor 2 berücksichtigt, dass sowohl Elekronen als auch Protonen zum Druck beitragen 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 35 Parker´s Korona II Umschreiben durch Verwendung der Kontinuitätsgleichung Lösungen mit kritischem Punkt rc (Übergang zur Überschallströmung) Lösungen: 18.05.2005 A Sonnenwind B „Solar Breeze“ C gefangener Wind D immer supersonisch E kein solarer Ursprung F „Solar Breeze“ Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 36 Konsequenz Sonnenwind kritischer Punkt bei 6 Sonnenradien Beschleunigung bis ca. 40 Sonnenradien (0.2 AU) quasi-konstant bis zu großen Abständen Abnahme der Energiedichte mit r² ⇒ Übergang zum interstellaren Medium (termination shock?) beschreibt Eigenschaften des langsamen Sonnenwindes, setzt aber Ursprung auf offenen Feldlinien voraus!!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 37 Überexpansion Offene Feldlinien: - schneller Sonnenwind - direktes Entweichen Überexpansion: Sonnenwind von offenen Feldlinien im Streamer Belt expandiert stärker als Sonnenwind von offenen Feldlinien in hohen Breiten und füllt die Bereiche über geschlossenen Feldlinien (unter Mitnahme des Feldes!). Geschlossene Feldlinien: - langsamer Sonnenwind - kann hier was entweichen? 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 38 Dreidimensionale Heliosphäre Informationen über die 3D-Heliosphäre von 18.05.2005 Ulysses (elliptisches Orbit um die Sonne bis zur Jupiterbahn, Inklination 80°) Pioneer & Voyager (bis 18°, auf der Suche nach dem Termination Shock) Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 39 Sonnenwind in 3D in Hohen Breiten ausschließlich schneller Sonnenwind in niedrigen Breiten (Streamer Belt) Wechsel von schnellem und langsamem Sonnenwind ⇒ korotierende Wechselwirkungsgebiete Zusammensetzung: Ionen eher wie aus der Chromosphäre als aus der Korona! McComas et al., 1998, J. Geophys. Res. 103 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 40 Problem: Heizung der Korona Problem: Chromosphäre ca. 5000-10000K, Übergangsregion 10 000 – 800 000 K, Korona 1 Mio K Heizung: magneto-akustische Wellen (Landau-Dämpfung); begründet durch nicht-thermische Linienverbreiterung als Indikator für Turbulenz Impulsive Energiefreisetzung (Feldlinienverschmelzung): 18.05.2005 http://vestige.lmsal.com/TRACE/POD/TRACEpodoverview.html konzeptuell: Bewegung der Konvektionszellen führt zu Feldkonfigurationen, die für Reconnection geeignet sind. Beobachtungen: X-ray bright points neuere Beobachtungen: points are colliding and merging loops (TRACE) Nano-Flares Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 41 Feldlinienverschmelzung in der Korona Annahme: Scherströmung zwischen zwei magnetischen Arkaden Oben: Magnetfeld in der Nähe des XPunktes Unten: Dichte in der Korona http://solartheory.nrl.navy.mil/solartheory/chromo.html 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 42 Interplanetares Magnetfeld I eingefrorenes Feld: Energiedichte Feld klein gegen die des Plasmas (oberhalb source surface), hohe Leitfähigkeit. Herleitung über Definition Archimedische Spirale: Spirallänge: mit tanΨ=ωr/u. 18.05.2005 Archimedische Spirale: Kurve die bei der Bewegung eines Punktes mit konstanter Geschwindigkeit v auf einem Strahl entsteht, der mit konstanter Winkelgeschwindigkeit rotiert. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 43 Interplanetares Magnetfeld II Gauß´sches Gesetz für Magnetfeld in Äquatorebene (Kugelkoordinaten): Bedingung für eingefrorene Felder: Mit ro als source surface: Azimuthale und radiale Komponenten: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 44 Stromschicht Ampere´sches Gesetz: zur aufrecht Erhaltung dieser Magnetfeldkonfiguration muss in der Äaqutorebene ein Strom fließen mit: 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 45 Korotierende Wechselwirkungsgebiete Ursachen: benachbarte Ursprungsgebiete schnellen und langsamen SoWis (langsam westlich schnell) IMF-Spirale des langsamen Stroms stärker gekrümmt als die des schnellen ⇒ Wechselwirkung z.B. Kompression (erhöhte Dichte) vor dem schnellen Strom (vgl. 33), Ausbildung von Stoßwellen. Korotierend, da Struktur mit der Sonne rotiert und in mehreren auf einander folgenden Rotationen beobachtet werden kann. Bevorzugt im Minimum, da im Maximum transiente Störungen und komplexe HCS Ausbildung von CIRs erschweren. 18.05.2005 Schwenn, 1991, in Physics of the inner heliosphere, Springer Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 46 Fluktuationen im ipl. Medium großskalige Variationen (Sonnenwindströme) kleinskalige Fluktuationen (Wellen oder Turbulenz) 18.05.2005 ruhige und turbulente Zeiträume Intermittenz (schneller Wechsel zwischen ruhig und turbulent) Fluktuationen im Magnetfeld in Richtung und Betrag begleitende Fluktuationen in Sonnenwindparametern Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 47 Leistungsdichtespektrum formale Beschreibung: Bereiche im Spektrum: großskalig: Rotation, Sonnenwindströme mesoskalig: Flußröhren, Supergranulation Inertial Bereich: Alfven-Wellen Dissipationsbereich Interialbereich wichtig für Streuung energiereicher Teilchen Denskat et al., 1983, J. Geophys Res., 87, 2215 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 48 Alfvenizität Interpretationsproblem: 1-Punkt-Messung von δs in räumlich und zeitlich variablem bewegten Medium Wellen? Turbulenz? Alfvenizität in Anlehnung an die Alfven-Welle: Bruno et al., 1985, J. Geophys. Res. 90, 4373 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 49 Zusammenfassung ipl. Medium Großräumige Struktur durch: Fundamentale Probleme: 18.05.2005 Magnetfeld auf der source surface (Polarität, Tilt-Winkel), Magnetfeld in der Korona (offene oder geschlossene Bereiche), Sonnenwindtyp (schnell oder langsam). Grundkonzept: eingefrorenes Magnetfeld. Wechselwirkung verschiedener Sonnenwindströme. Heizung der Korona. Ursprung des Sonnenwindes. Interpretation von Fluktuationen, da nur 1-Punkt-Messung. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 50 Flares und koronale Massenausstöße solare Aktivität Flares koronale Massenausstöße Plasmawolken magnetische Wolken stoßfreie Stoßwellen energiereiche Teilchen Erklärung: Umstrukturierung des Magnetfeldes Freisetzung magnetischer Energie (Feldlinienverschmelzung) 18.05.2005 elektromagnetische Strahlung über einen weiten Frequenzbereich energiereiche Teilchen (→ nächstes Kapitel) Heizen Beschleunigung Plasma Stoßwellen Henne-Ei Problem (Solar Flare Myth) irrelevant Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 51 Flares – Übersicht elmag Strahlung Flare klassisch nur als elektromagnetische Strahlung definiert! Einteilung in Phasen gemäß zeitlichem Verlauf: Precursor: wenige Minuten, Aufhellung in soft Xrays und Hα, Erwärmung Flaregebiet; impulsive Phase: schnelle Energieumsetzung, insbesondere auch harte elektromagnetische Strahlung, einige Minuten; graduale Phase: bis zu einigen Stunden, Emission weicherer elektromagnetischer Strahlung dauert an. nur in ganz großen Flares alle drei Phasen! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 52 Weiche Röntgenstrahlung Hauptanteil der vom Flare emittierten Strahlung. elektromagnetischen Wellenlängenbereich von 0.1 bis 10 nm. Yohkoh Soft X-rays 18.05.2005 Thermische Emission eines Plasmas von ca. 1E7 K, schneller Einsatz entsteht durch abrupte Erwärmung des Flaregebiets auf 5E7 K. Hauptsächlich Kontinuumsemission, auch Linien von hochgradig ionisiertem O, Ca und Fe vorhanden. Obiges gilt im wesentlichen auch für Hα. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 53 Harte Röntgenstrahlung 18.05.2005 Photonen mit Energien im Bereich von einigen 10 bis einigen 100 keV. Entstehen als Bremsstrahlung von Elektronen mit entsprechend höheren Energien. Nur ca. 1E-5 der Elektronenenergie wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Im Gegensatz zur weichen Röntgenstrahlung zeigt die harte Röntgenstrahlung nicht die Erwärmung des Flaregebiets sondern die Existenz energiereicher Elektronen an! In impulsiver Phase Elementarbursts (fragmentierte Energiefreisetzung). Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 54 Mikrowellenemission 18.05.2005 Wird von der gleichen Elektronenpopulation erzeugt, die auch die harte Röntgenstrahlung erzeugt (Ähnlichkeit der Zeitprofile). Gyro-Synchrotonsstrahlung von Elektronen mit Energien von einigen 10 bis zu einigen 100 keV. Emittierte Frequenz 10 bis 100faches der Gyrationsfrequenz, in Abhängigkeit von der Höhe (Problem: feste Frequenz wird je nach Höhe der Entstehung von Elektronen unterschiedlicher Energie erzeugt). In der impulsiven Phase Elementarbursts sichtbar (fragmentierte Energiefreisetzung). Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 55 γ-Strahlung 18.05.2005 Hinweis auf energiereiche Teilchen! Kontinuum durch Bremsstrahlung relativistischer Elektronen und Doppler-Verbreiterung eng benachbarter γ-Linien. Oberhalb 25 MeV Kontinuum durch Pionen-Zerfall. Linienspektrum im Bereich 4 bis 7 MeV durch Kernstrahlung angeregter CNO-Kerne (einfallende Teilchen haben Energien oberhalb 25 MeV). Das Linienspektrum erlaubt auch eine Diagnose der Zusammensetzung der energiereichen Teilchen! Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 56 Radioemission Radioemission entsteht durch Langmuir-Oszillationen, die von den durch das Plasma strömenden Elektronen angeregt werden. Klassifikation in Bursts: 18.05.2005 Typ I: Kontinuum, Untergrundstrahlung, im Flare erhöht. Typ II: langsam driftender Radioburst, häufig herrigbone structure (Typ III Bursts zweigen wie Gräten ab), Anzeichen für Shock. Typ III: schnell driftender Burst, abströmende Elektronen mit c/3; Spezialfall U-Burst: Elektronen in einem Loop gefangen. Typ IV: Kontinuum hinter Typ II, durch Gyrosynchrotronstrahlung, nichtdriftende Anteile durch geafngene Elektronen. Typ V: Kontinuum wir Typ IV aber folgt auf Typ III. Metrische Bursts auf der Sonne, kilometrische im interplanetaren Raum. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 57 Elmags im Raum Feldlinienverschmelzung im Magnetfeldbogen führt zu Erwärmung (soft X-rays, Hα) Energiereichen Teilchen Letztere erzeugen Radioemission (Spitze und Fusspunkte des Bogens, Frequenzdrift in Abhängigkeit von der Dichte) Harte Röntgenstrahlung Thin target im Bogen Thick target an den Fusspunkten Gammas (an den Fusspunkten) Walker, 1988, Solar Phys. 118, 209 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 58 Solar Quakes Magneto-akustische Welle, Analogie Erdbebenwelle, Wasserwelle um Stein. Beschleunigung von 10 km/s auf 115 km/s. Energiegehalt ca. 4 Größenordnungen über 1906 San Francisco Beben 18.05.2005 http://pwg.gsfc.nasa.gov/istp/outreach/images/Solar/Events/squake.jpg Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 59 Moreton-Wellen http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/ 18.05.2005 chromosphärische Welle um fast-mode MHD Shocks Ausbreitungsgeschwindigkeit ca. 1000 km/s Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 60 Flares - Klassen 18.05.2005 Achtung: nicht Phasen und Klassen eines Flares verwechseln! Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 61 Probleme Klassifikationsschema Klassifikation phänomenologisch (räumliche und zeitliche Struktur in weicher Röntgenstrahlung): 18.05.2005 Klassifikationsschema ändert sich, wenn die Instrumente besser werden; Klassifikation muss keine physikalische Bedeutung haben; zwei physikalisch unterschiedliche Klassen müssen sich nicht zwingend auf eine bi-modale Verteilung abbilden lassen; Klassen als Endpunkte eines Kontinuums?. Klassifikationsschema nicht eindeutig (was in soft X-rays gradual ist kann in hard X-rays impulsiv sein) Klassifikationsschemata helfen, Ordnung zu schaffen – sie sind aber nicht heilig sondern nur Hilfsmittel!! Verwandtes Problem: was ist ein großes Ereignis? Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 62 Koronale Massenausstöße (CMEs) Häufigkeit variiert mit dem Solarzyklus Geschwindigkeiten von <10 km/s bis >2000 km/s CMEs können konstante Geschwindigkeiten haben, beschleunigen oder dezelerieren. Masse: 2E14 bis 4E16 g Energie: 1E22 bis 6E24 J http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 63 Koronale Massenausstöße II Geometrie immer nur scheinbar, da Projektion auf eine Ebene: Geometrien nicht zwingend Loop, es gibt auch spikes, fans, streamer blow outs u.v.a.m. Breitenverteilung: Halo-CMEs blicken wir senkrecht auf das Filament oder entlang des Filaments? Minimum innerhalb ± 10° um Äq. Maximum innerhalb ± 30° um Äq. Weite: von <20° bis >60° mit Median bei 42° und Maximum >120° http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 64 Koronale Massenausstöße III Beispiel Bastille-Day Event Halo-CME Rauschen durch das Eintreffen der energiereichen Teilchen http://sohowww.nascom.nasa.gov 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 65 Disconnection Event Beispiel für CME mit anderer Form als Loop. Beispiel für globale Instabilität (am Westrand entsteht neuer magnetischer Fluß, am Ostrand löst sich Plasma) ⇒ sympathisierende CMEs. möglicherweise Beitrag zum Sonnenwind aus dem Streamer Belt. im interplanetaren Medium teilweise als Blobs relativ dichten Plasmas nachzuweisen. McComas et al., 1991, Geophys. Res. Lett. 18, 73 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 66 Besondere Flares/CMEs 18.05.2005 sympathisierende Flares: große Flares können in ihrer näheren Umgebung oder sogar an ganz anderen Stellen auf der Sonne andere Flares auslösen (Trigger, bestehende Instabilitäten). sympathisierende CMEs: entsprechend, vgl. Disconnection Event. Homologe Flares: ereignen sich wiederholt im gleichen Gebiet mit sehr ähnlichen räumlichen und zeitlichen Strukturen (es wird zwar magnetische Energie frei gesetzt, aber die großräumige Feldkonfiguration bleibt dabei unverändert ⇒ Aktivierung eines Filaments). Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 67 CMEs und Stoßwellen? CMEs können Geschwindigkeiten > Signalgeschwindigkeit des Mediums haben. Konsequenz: es können sich Stoßwellen vor einer CME ausbilden. Ca. 1/3 der CMEs schnell genug, um eine Stoßwelle zu treiben. Hinter allen ipl. Shocks findet man Hinweise darauf, dass sie von einer CME getrieben werden/wurden (vgl. magnetische Wolke). 18.05.2005 Bougeret, 1985, in Collisionless shocks in the heliosphere: reviews of current research, eds. B.T. Tsurutani & G. Stone, AGU Mono 35 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 68 Feldkonfigurationen im Filament CME ist herausgeschleudertes Filament. Lösen der verankernden Feldlinien, Energiezufuhr wäre alleine zum Halten des Filaments erforderlich, Energiezufuhr zum Ausstoß. normale Konfiguration Feldkonfigurationen: 18.05.2005 Feldlinienverschmelzung!!!! Ablösung erfordert: Neutralpunkt: inverse Konfiguration normal (Kippenhahn-Schlüter), invers (Raadu-Kuperus). Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 69 3D-Reconnection unter Filament Helikales Magnetfeld: umgibt das Filament, als Teil der magnetischen Wolke im ipl. Medium nachweisbar? Vrsnak, 2003, in Klein, Lecture Notes in Phys. 612, Springer Post-Flare Loops: in der gradualen Phase im Hα beobachtete leuchtende Bögen 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 70 Modell gradualer Flare magnetische Instabilität führt zur Feldlinienverschmelzung. Energiefreisetzung führt zu Lösung und Beschleunigung des Filaments ⇒ CME. Beschleunigung energiereicher Teilchen ⇒ energiereiche Teilchen im ipl. Raum und harte Elmags im Flare. Solar Flare Myth: 18.05.2005 reine akademische Diskussion über Ursache und Wirkung: ist der Flare Nebenprodukt der CME oder umgekehrt? Nebenbedeutung: für terrestrische Konsequenzen ist CME/Shock wichtiger. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 71 Modell eines impulsiven Flares Feldlinienverschmelzung innerhalb eines geschlossenen Bogens. Energiereiche Teilchen erzeugen Elmags. keine Feldumstrukturierung. 18.05.2005 Keine energiereichen Teilchen auf offenen Feldlinien, aber: Teilchen erzeugen Wellen, die sich senkrecht zum Feld ausbreiten können und auf offenen Feldlinien Teilchen mit besonderer Zusammensetzung erzeugen (selective heating). Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 72 Selective Heating Erklärung von Zusammensetzungsanomalien: Anreicherung schwerer Kerne gegenüber Korona Ionisationszustände (entsprechend hohen Temperaturen) Entweichende Teilchen werden nicht im Flare sondern auf benachbarten offenen Feldlinien erzeugt: 18.05.2005 im Loop beschleunigte Teilchen erzeugen schräg zum Feld laufende elektromagnetische Ionen-Zyklotronwellen (EMICS), werden außerhalb der Loops absorbiert und beschleunigen dabei Teilchen (seltene Teilchen, da Wellen, die mit häufigen Teilchen wechselwirken, bereits im Loop absorbiert werden), Wellen kaskadieren in großamplitudige langwellige Alfven-Wellen, Beschleunigung in Reihenfolge: Fe → Si, Mg, Ne → O, C→ He → H. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 73 Magnetische Wolken: CMEs im Raum Bereich, in dem sich Plasma und Feld von der Umgebung unterscheiden: Abnahme der Magnetfeldstärke innerhalb der Wolke, Rotation des Feldvektors, insbesondere in der Elevation, Abnahme in 18.05.2005 Plasma-Dichte, Plasma-Temperatur, Plasma-Geschwindigkeit, und damit im Plasma-β. Bi-direktionale Strömung von suprathermischen Elektronen entlang der Achse der Wolke. Interpretation: magnetisches Flux Rope mit helikaler Struktur Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium Burlaga, 1990, in Physics of the inner heliosphere, Springer 74 Magnetische Wolke anschaulich Fragen: ist die Wolke weiterhin mit der Sonne verbunden? welcher Struktur bei einer CME entspricht die Wolke? Burlaga, 1990, in Physics of the inner heliosphere, Springer 18.05.2005 die Polarität der Wolke entspricht der des Filaments, aus dem sie hervor ging. magnetische Wolken können eine Stoßwelle treiben. Stoßwellen im ipl. Raum werden stets mit einer Wolke beobachtet. magnetische Wolken können beim Auftreffen auf die Magnetosphäre geomagnetische Störungen und Polarlichter hervor rufen (Polaritätsmuster der Wolke ist wichtig!) Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 75 CMEs und Stoßwellen im ipl. Raum I abrupte Veränderung von Plasma- und Feldparametern: Plasmadichte ↑ Plasmageschwindigkeit ↑ Plasmatemperatur ↑ Magnetfeldstärke ↑ rückwärtige Stoßwelle (reverse shock) bei Rückkehr zu ungestörtem Sonnenwind 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 76 CMEs und Stoßwellen im ipl. Raum II Eigenschaften Stoßwellen Schnelle Stoßwellen sind Kompressionsverhältnis 1...8, ∅≈2, magnetische Kompression 1...7, ∅≈1.9, Geschwindigkeit 300...2000 km/s, ∅≈600 km/s, Alfvenische-Mach-Zahl 1...13, ∅≈1.7, Winkelausdehnung einige 10...>180°. bereits in der Korona schnell und dezelerieren, idR mit starken Flares verknüpft. Unterschiedliche Moden der Energiefreisetzung! Langsame Stoßwellen sind 18.05.2005 in der Korona langsam und beschleunigen teilweise noch, mit verschwindenden Filamenten oder schwachen Flares verknüpft. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 77 Zusammenfassung solare Aktivität einfaches „Zählkriterium“: Sonnenfleckenzahl. Physikalisch wichtiger: Magnetfeldkonfigurationen global (Dynamo) und lokal (Aktivität). Energiefreisetzung durch Feldlinienverschmelzung: 18.05.2005 Auswurf magnetischen Flusses (wichtig für Umpolung des Dynamos), Flares, Stoßwellen, energiereiche Teilchen und koronale Massenausstöße als Folgen auf der Sonne, energiereiche Teilchen, magnetische Wolken und Stoßwellen als Folgen im ipl. Raum. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 78 Stoßfreie Stoßwellen Stoßwelle: Diskontinuität, die zwei Bereiche in einem kontinuierlichen Medium trennt. Bewegung schneller als mit Signalgeschwindigkeit des Mediums. Nur die Relativgeschwindigkeit ist entscheidend: standing und traveling Shocks sind identisch. Stoßfreie Stoßwelle: 18.05.2005 konventionelle hydrodynamische Stoßwelle: Impulsübertrag und damit auch Informationsausbreitung erfolgt durch Stöße zwischen den Molekülen (Schallgeschwindigkeit als Signalgeschwindigkeit) stoßfreie Stoßwelle: die Dichten sind so gering, dass Teilchen nicht stoßen. Impulsübertrag statt dessen durch das durch das Magnetfeld vermittelte kollektive Verhalten des Plasmas. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 79 Defintion einer Stoßwelle Die Störung breitet sich mit einer Geschwindigkeit größer als die Signalgeschwindigkeit aus. Die Eigenschaften des Mediums ändern sich abrupt an der Stoßwelle: hydrodynamisch: Druck und Dichte, magnetohydrodynamisch: Magnetfeld und Dichte. Hinter der Stoßwelle muss ein Übergang zum ungestörten Medium erfolgen: 18.05.2005 hydrodynamisch: Schallgeschwindigkeit, magnetohydrodynamisch: Alfven-Geschwindigkeit oder magnetosonische Geschwindigkeit. hydrodynamisch: Abnahme von Druck und Dichte, magnetohydrodynamisch: Abnahme von Magnetfeld und Dichte. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 80 Anmerkungen Stoßwelle Shock: nicht-lineare Welle dauerhafter Form (Soliton), die sich schneller als mit Signalgeschwindigkeit ausbreitet ⇒ das Medium erhält keine Information (Vorwarnung) über die sich nähernde Störung Signalgeschwindigkeit des Mediums bestimmt Informationshorizont, ⇒ Stoßwelle außerhalb des Informationshorizonts! Entstehung Stoßwelle erklärbar aus folgenden Fragen: 18.05.2005 kann Information sich schneller als mit der Signalgeschwindigkeit ausbreiten? wie breitet sich Schall von einer Störung aus, die sich schneller als mit der Schallgeschwindigkeit bewegt (Mach´scher Kegel)? welche Besonderheiten haben groß-amplitudige Störungen (blast wave) gegenüber klein-amplitudigen? Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 81 Bezugssystem (gasdynamisch) Ruhesystem der Stoßwelle. Stromaufwärtiges Medium: Strömungsgeschwindigkeit im UpstreamMedium zu Schallgeschwindigkeit Stoßfront: supersonisches Medium strömt auf Stoßwelle zu, keine Information über Stoßwelle vorhanden, geringe Entropie. Definition einer Mach-Zahl MA: irreversible Prozesse, Kompression des Gases, Änderung der Geschwindigkeit, Erhaltungssätze (Rankine-Hugoniot-Gleichungen). Stromabwärtiges Medium: 18.05.2005 subsonisches Medium strömt von Stoßwelle weg, hohe Entropie. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 82 Erhaltungsgrößen (gasdynamisch) Rankine-Hugoniot-Gleichungen für gas-dynamischen Shock Definition [X]: Differenz der Größe X im stromaufwärtigen und im strmabwärtigen Medium: [X] = Xu - Xd 18.05.2005 Anwendungsbeispiel: Shockgeschwindigkeit: Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 83 Bezugssysteme (MHD) Ruhesystem der Stoßwelle: Unterschied gasdynamischer Shock: Magnetfeld normal incidence frame (links): stromaufwärtiges Plasma strömt ⊥ Shock de Hoffmann-Teller frame (rechts): Plasma auf beiden Seiten ⎥⎜B ⇒ elektrisches Induktionsfeld uxB verschwindet! B senkrecht auf Stoßfront: entspricht gas-dynamischem Shock B in Winkel zur Stoßfront: B wird von der Shocknormalen weg gebrochen (für schnelle Stoßwellen; Normalfall). Quasi-senkrechte und quasi-parallele Shocks. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 84 Erhaltungsgrößen (MHD) 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 85 Diskontinuitäten Rankine-Hugoniot beschreiben allgemeine Erhaltungsgrößen an Diskontinuitäten. Die Stoßwelle ist nur eine mögliche Lösung! Tangentialdiskontinuität TD: Rotationsdiskontinuität RD: • vollständige Separation beider Plasmen, • Richtungs- aber nicht Betragsänderung in Feld und Plasma, • alle Größen variieren beliebig, • Druckbilanz gemäß Glg (7), •der statische Druck bleibt konstant: [p+B^2/2µ] = 0. •Transport magnetischer Signale über Grenzflächen. Kontaktdiskontinuität: • keine Plasmaströmung über die Diskontinuität, [X] in anderen Größen beliebig, • Normalkomponente von B koppelt beide Seiten, daher Tangentialgeschwindigkeiten gleich. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 86 Langsame und schnelle Stoßwellen Stoßwelle: v > Signalgeschwindigkeit. Was ist die Signalgeschwindigkeit in einem Plasma? Kandidaten: Alfven-Geschwindigkeit? langsame und schnelle magnetosonische Wellen? schnelle Stoßwelle Normalfall langsame Stoßwellen in der Korona? Ordnung über Machzahlen: Alfven-Machzahl, sonische Machzahl, langsame Machzahl, schnelle Machzahl. 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 87 Koplanarität Annahme: Shocknormale und Magnetfeld liegen im stromaufund stromabwärtigen Bereich in einer Ebene (oben verwendet): Herleitung aus Rankine Hugoniot: Impulsbilanz tangential Umformen: [u_n] ≠ 0 ⇒ stromaufwärtige und stromabwärtige Tangengialkomponenten von B sind parallel. ⇒ Strömung über Stoßfront hat 2D-Geometrie !!! 18.05.2005 Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 88 Shockgeschwindigkeit Anwendung Koplanaritätstheorem: Bestimmung der Shocknormalen 18.05.2005 wichtig zum Verständnis von Shockformation, wichtig für Teilchenbeschleunigung. Anwendung: Bestimmung der Geschwindigkeit der Stoßwelle: Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 89 Zusammenfassung Stoßwellen Diskontinuität, die sich mit Geschwindigkeit größer als Signalgeschwindigkeit ausbreitet (Informationshorizont). Abrupter Sprung der Eigenschaften von Plasma und Feld. Bezugssystem: Ruhesystem der Stoßwelle. Erhaltungssätze beschrieben durch Rankine-Hugoniot. 18.05.2005 Rankine-Hugoniot gilt allgemein, liefert zusätzlich Diskontinuitäten. Definition verschiedener Machzahlen und Stoßwellen je nach betrachteter Signalgeschwindigkeit. Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 90 AKüFi und Sprachverirrung CIR: Corotating Interaction Region CME: coronal mass ejection collisionless shock elementary flare burst EMICS: electromagnetic ion-cyclotron waves LMIR: local merged interaction region MIR: merged interaction region shock upstream 18.05.2005 korotierendes Wechselwirkungsgebiet koronaler Massenausstoß stoßfreie Stoßwelle Elementarburst Stoßwelle stromaufwärtig (bei einer Stoßwelle) Space Physics SS 2005 - Kap. 6: Sonne & ipl. Medium 91
