Weltraumwetter-Sonnenwind

Seminar: Weltraumwetter
Vortrag:
„Die Sonne und Sonnenwind“
Freitag, 05.11.2004
11:15 Uhr, KIS/Bibliothek
Referent:
Philippe Bourdin
(altertümlicher Heliostat zur Sonnenbeobachtung)
Inhalt:
„Die Sonne und Sonnenwind“
• Innerer Aufbau der Sonne
• Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
• Der 22-jährige Sonnenzyklus
• Gesamtbild der Sonne
• Korona im Gleichgewicht ?
• Das Parker-Modell, Das Ballerina-Modell
• Langsamer und schneller Sonnenwind
• Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen
• Entstehung von CMEs und Flares
Innerer Aufbau der Sonne
Innerer Aufbau der Sonne
Zahlen und Daten der Sonne
• Alter:
ca. 4,5 Milliarden Jahre
• Sternklasse:
G2V
• Leuchtkraft:
3,85 x 1026 J/s
• Radius:
6,96 x 105 km
• Masse:
1,99 x 1030 kg
• Massenverlust:
4,28 x 109 kg/s
• Temperaturen:
Zentrum:
Photosphäre:
Korona:
Effektiv:
15 x 106 K
5.700 - 6.100 K
bis 5 x 106 K
5.778 K
• Gravitationsbeschleunigung (Oberfl.): 273,96 m/s2
Erkenntnisgewinn über das Sonneninnere
• Differentielle Rotation bereits Mitte 18. Jahrhundert entdeckt
• Molekulare Viskosität vernachlässigbar
• Effektive Viskosität durch Turbulenzen in Konvektionszone
ist für den Transport des Drehimpulses geeignet
• Bewegungsgleichung der Hydrodynamik:







s v    s v vm  s v ' v '  0
t
• Aufspaltung der Geschwindigkeiten in meridionalen,
φ-gemittelten und fluktuierenden Anteil
• Drehimpuls-Transport durch Meridionale Geschwindigkeiten
• Reynolds‘sche Spannung
v j ' vk ' (=Fluktuationskorrelation)
Erkenntnisgewinn über das Sonneninnere
• Neutrinos sind „Zeugen“ der Kernprozesse
4 p    2e   2  26,2MeV
• Die Sonne brummt !
• ca. 1960 in Photosphäre beobachtet:
> stehende Kompressionswellen (p-modes, T = 5 min.)
- Quantenzahlen (l,m,n) bestimmen Oszillationsfrequenz
- radiale Komponente (1 QZ) und Kugelfunktionen (2 QZ)
• Theoretisch vorhergesagt, aber stark gedämpft:
> stehende Schwerewellen (g-modes, T = 1 h.)
• „Helioseismologie“ verschafft Einblick in das Sonneninnere
Helioseismologische Beobachtungen
Leistungsdichte-Spektrum der solaren Oszillationen (p-modes)
Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
• Betrachtung des Magnetfeldes interessant,
weil Ursache für viele Aktivitätserscheinungen
• Induktionsgleichung (B hier axialsymmetrisches Feld)


B
 
     B    v  B 
t
( : magnetische Diffusivität)
• Cowling: Axialsymmetrie lässt keine Selbstanregung zu
• Das Sonnen-Magnetfeld ist nur geglättet axialsymmetrisch
• Separation von mittleren und fluktuierenden Größen:

v

B
 
v  v'


B  B'

 

 
 v  B  v  B  v 'B'
(Korrelationsterm)
Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
• v‘-B‘-Korrelation entspricht „eingefrorenen“ Magnetfeldlinien
• Näherung der Fluktuationsfunktion in erster Ordnung:


 
v 'B'    B      B
• Einsetzen gemittelter Größen in Induktionsgleichung ergibt:

 B





        B    v  B   B
t

• α-Term: elektromotorische Kraft parallel zu B

• β-Term: zusätzliche magnet. Diffusivität durch Turbulenzen

• Axialsymmetrische Lösungen von B sind nun möglich
Entstehung des Sonnen-Magnetfeldes
• Aufspaltung von B in toroidalen und poloidalen Anteil:


e
 B  0
 : toroidale Richtung





B  Btor  B pol  B  e    A  e
• Einsetzen ergibt zwei Dynamo-Gleichungen mit α-Effekt
• Dynamo-Effekt führt
zur Selbstanregung:
• Turbulenzen notwendig,
damit   0 sein kann,
sonst nur Ohm‘sche Dissipation
Der 22-jährige Sonnenzyklus
Der 22-jährige Sonnenzyklus
• Selbstanregung durch den Dynamo-Effekt:
• Ströme (- - -) sind auf beiden Hemisphären gleich orientiert
• Magnetfelder (-----) sind entgegengesetzt orientiert
•
~ cos  ist antisymmetrisch bezüglich dem Äquator
Resultate der Dynamo-Gleichungen
• Induktion überwiegend aus Differentieller Rotation
•
 -Dynamo erzeugt toroidale Felder
• Durch numerische Lösung:
> auch äquatorial-symmetrische
Lösungen für α gefunden,
aber viel schwächer angeregt
> Tendenz zu magnetischen Flussröhren
> Qualitative Übereinstimmung
mit Sonnenfleckenwanderung
und periodischem Verhalten
• Sonnenflecken-Anzahl oszilliert
mit halber Sonnen-Periode (11 Jahre)
Gesamtbild der Sonne
Gesamtbild der Sonne
Sichtbarer Bereich:
• Supergranulation
der Sonne
durch Konvektion
• Sonnenflecken
durch Magnetfeld
Sacramento Peak Obs.
Ca-II K-Emission
(NSO/AURA Inc.)
Gesamtbild der Sonne
Protuberanz:
Skylab, 1973
UV-Emission
(NASA)
Gesamtbild der Sonne
Sonnenflecken:
SOHO
UV-Emission
(NASA/ESA)
Gesamtbild der Sonne
Magnetfeld: (Sonnenfinsternis, 30. Juni 1973, Altschuler et al.)
Gesamtbild der Sonne
Magnetfeld: (Sonnenfinsternis, 30. Juni 1973, S. Koutchmy)
Korona im Gleichgewicht ?
Korona im Gleichgewicht ?
• Aus Wärmeleitung und Zustandsgleichung ionisierter Gase
erhält man die folgende Differentialgleichung:
d  2 5 2 dT 
r T
0
dr 
dr 
• Die Lösungen mit T rPhot   T   0 lauten:
27
 1  rPhot r 
 r  r0
T  T0 
 1  rPhot r0 
r
T  T0  
 r0 
2 7
r  r0
r0 rPhot  1,2
Korona im Gleichgewicht ?
• Annahme: die Sonne sei im hydrostatischen Gleichgewicht
m
dP

   g  P
 G Phot
dr
RT
r2
• Führt zu der Lösung:
r

 !
m

dr
'
Phot
  0
P  P0 exp   G
 2

  r  


R
r
'
T
r
'
r
0


• Dafür muss aber T(r) schneller als 1/r abfallen: nicht erfüllt !
• Also kein Druck-Gleichgewicht im interstellaren Raum
• Neues Modell für die Korona notwendig
Das Parker-Modell
Das Parker-Modell
• Stationäres dynamisches Gleichgewicht (Parker, 1958)
• Annahmen: sphärische Symmetrie, radiale Geschwindigkeit
• Kontinuitätsgleichung, Impulserhaltung, Zustandsgleichung:


mPhot
dv
1 dP
v 
G 2
dr
 dr
r
d 2
r v  0
dr
P
• Durch einsetzen ergibt sich die Differentialgleichung:


2
2v
m
1 dv 2
2
v  vC  C  G Phot
v dr
r
r2
mit:
vC 
RT

rCrit
mPhot
G
2
2vC
RT

Das Parker-Modell
Enthaltene Vereinfachungen im Parker-Modell:
• Rotations-Effekte des Magnetfeldes nicht berücksichtigt
• Isothermale Expansion statt Energieerhaltung betrachtet
Folgerungen aus dem Parker-Modell:
• Es muss einen Teilchenabfluss geben (Sonnenwind)
• Sonnenwind in der Korona mit Überschallgeschwindigkeit
Das Ballerina-Modell
Das Ballerina-Modell
• Die Erde bewegt sich über verschiedene Aktivitätsgebiete
• Die Grenzschicht zwischen den Polaritäten des Magnetfeldes
hat das Aussehen eines „Ballerina-Rocks“
Das Ballerina-Modell
• Sicht von der
Erde auf die
gemittelten
magnetischen
Polaritäten
der Sonne
IMP-1, 1963 - 64
(Wilcox, Ness, 65)
Maximale und Minimale Aktivität
• Variation der Stromschicht
während Aktivitätsmaximum
(negative Polarität schattiert)
• Die Stromschicht-Aufnahmen
von 1979 - 1980 zeigen die
Umpolung des Magnetfeldes
• Bei minimaler Aktivität
ist die Stromschicht
relativ klar getrennt
• Der „Ballerina-Rock“ hat
dann fast keine Falten mehr
Langsamer und schneller Sonnenwind
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Man unterscheidet „langsamen“ und „schnellen“ Sonnenwind
• Langsamer Sonnenwind entsteht über Aktivitätszentren
• Schnellen Sonnenwind findet man über Koronalöchern
• Koronalöcher sind bei einer
ruhigen Sonnenphase häufig
über den Polen, der Aktivitätsgürtel
ist in der Ekliptik zu finden
• In aktiven Sonnenphasen sind
fast überall Koronalöcher und
Aktivitätsgebiete zu finden
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Das Parker-Modell lieferte gute Übereinstimmung
mit den Messwerten des „langsamen“ Sonnenwindes
• Charakteristische Daten des langsamen Sonnenwindes:
- Minimum-Typ bei geringer Sonnenaktivität:
> Geschwindigkeit: 250 - 400 km/s
> sehr hohe Dichte: 10,7 x 106 / m3
> große Flussdichte: 3,7 x 1012 / m2s
> Heliumanteil:
< 2 %, sehr variabel
> Quellregionen:
Aktivitätszentren
> variabel, enthält oft Sektorgrenzen, magnetische Wolken
- Maximum-Typ bei hoher Sonnenaktivität (s.o., jedoch):
> Heliumanteil:
ca. 4 %
> äußerst variabel, turbulent, oft von Stoßwellen durchsetzt
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Charakteristische Daten des schnellen Sonnenwindes:
- Schneller Sonnenwind (in schnellen Strömen):
> Geschwindigkeit: 400 - 800 km/s
> niedrige Dichte:
3 x 106 / m3
> kleine Flussdichte: 2 x 1012 / m2s
> Heliumanteil:
3,6 %, stabil
> Quellregionen:
Koronalöcher
> lange Zeit stabil, Eigenschaften immer sehr ähnlich
- Auswürfe von CMEs:
> Geschwindigkeit: 400 - 2.000 km/s
> Heliumanteil:
oft bis 30 % He++, manchmal He+, Fe+
> treiben oft Stoßwellen vor sich her,
in 50 % Signaturen von magnetische Wolken
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Sonnenwindparameter in
Geschwindigkeitsklassen:
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Sonnenwindparameter in
Sonnennähe:
Helios-1
(Juli 1983)
0,35 AE
mehrere
Flussröhren
durchquert
(Länge: 5°)
Langsamer und
schneller Sonnenwind
• Sonnenwindparameter
langfristig betrachtet:
Helios-1 / Helios-2
(1974 - 1982)
gemittelt über ganze
Sonnenumdrehungen
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Sonnenwindparameter und Magnetfeld-Polarität (Ulysses):
Langsamer und schneller Sonnenwind
• Sonnenwindparameter bei Aktivitätsminimum:
Helios-1
(1974/75)
ca. 1 AE
typisch: zwei
schnelle
Ströme mit
vorangehenden
Kompressionszonen (Dichte)
Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen
Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen
• Aufeinandertreffen von
schnellem auf langsamen
Sonnenwind führt zu
Kompression
• Rotation der Sonne
ergibt spiralförmige
Grenzschicht
• Auf Erdbahn
noch relativ kleine
Kompressionszone
Wechselwirkungen der Sonnenwindtypen
Entstehung von CMEs und Flares
Entstehung von CMEs und Flares
• In aufsteigendes Material eingefrorene Magnetfeldlinien
bilden Arkaden, die wiederum Teilchenströme anheben
CME („Coronal Mass Ejection“)
Entstehung von CMEs und Flares
• Flares („Fackeln“) können einzeln oder mit CMEs auftreten:
Beobachtete CMEs und Protuberanzen
• Aufnahme vom Satellit
Solar-Maximum-Mission
(14. April 1980) =>
• Oben rechts:
CME, Hohlraum und
Protuberanz sichtbar
• Wahrscheinlich sind
CMEs blasenförmig,
keine einfachen Bögen
• Protuberanzen sind
dagegen bogenförmig
Beobachtete CME-Stoßwellen
• Aufnahme einer Stoßwelle nach einem CME mit 1.500 km/s
am 14. Mai 1985 durch Helios-1 in 0,63 AE Sonnenabstand
Beobachtete Stoßwellen
• Aufnahme von Stoßwellen während großer Sonnenaktivität
in 1978 durch Helios-1 über eine Sonnenumdrehung
Beobachteter C14-Anteil
• Der C14-Anteil in Baumringen zeigt Langfrist-Sonnenaktivität