here. - Institut für Experimentelle und Angewandte Physik

Sonnenforscher sehen STEREO(1)
Ziel: die Sonnenaktivität und ihren Einfluss auf die Heliosphäre verstehen
Karl-Ludwig Klein, Meudon ludwig.klein@obspm.fr,
(1) STEREO: NASA-Projekt
mit starker europäischer Beteiligung
Sonnenflecken
Entdeckung 1610-12: das Weltall ist nicht unveränderlich
•
T. Harriot
(London)
J. Fabricius
(Osteel)
La Terre est-elle immobile
au centre du Monde ?
•
L’Univers est-il immuable /
éternel (sauf Terre, « sphère
C. Scheiner
sub-lunaire ») ou est-il régi
(Ingolstadt)
par les mêmes lois que la
physique terrestre
G. Galilei(génération & corruption) ?
(Florenz)
•
Les nouvelles donnes de
l’astronomie : comètes,
« étoiles nouvelles », taches
solaires
Sonnenflecken
Das veränderliche Weltall
• Galilei: Sonnenflecken sind Phänomene
auf der Sonne (und nicht die Schatten von
planetenähnlichen Körpern, die um sie kreisen Scheiner und andere Astronomen des
Jesuitenordens).
• Sonnenflecken entstehen und
vergehen.
⇒ Der Himmel ist veränderlich (im
Gegensatz zur Idee von Aristoteles und
seiner Nachfolger).
• Diese Interpretation der Sonnenflecken
trägt zu einer neuen Sicht des Weltalls
bei (Kopernikus gegen Ptolemäus).
© Museo Galileo, Florence (Biblioteca Nazionale Centrale, Ms. Gal. 57, f. 69r)
http://brunelleschi.imss.fi.it/galileopalazzostrozzi/object/GalileoGalileiDrawingsOfTheSunspots.html
Sonnenflecken
Photos THEMIS (Iles Canaries),
V. Bommier, Obs. Paris
Was sind Sonnenflecken ?
•
•
Photosphäre, T≈6000 °C
« Umbra »,
T≈4000 °C
Sonnenfleck = Gebiet starken Magnetfelds, das
aus dem Sonneninneren austritt.
Die im Sonnenfleck austretenden Feldlinien
schließen sich in der Umgebung. Die Feldlinien
dehnen sich in die darüberliegende
« Atmosphäre » aus.
Sonnenflecken
Swedish Vacuum Telescope, La Palma,
http://www.solarphysics.kva.se/
Was sind Sonnenflecken ?
•
•
Photosphäre
Sonnenfleck
Konvektion
des Gases
Gasbewegungen (Konvektion) verdichten die Magnetfeldlinien an der
Sonnenoberfläche.
Das Magnetfeld behindert die Konvektion (Wärmetransport) aus dem
Sonneninneren: das Gas im Sonnenfleck ist kälter, der Sonnenfleck
dunkler als seine Umgebung.
Sonnenflecken
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/
Magnetfelder auf der Sonne
•
Magnetfelder gibt es nicht
nur in Sonnenflecken,
sondern überall in der
Photosphäre - mit
unterschiedlichen
Feldstärken.
•
Die Gasbewegungen in
der Photosphäre haben
genügend Energie, um die
Magnetfelder in kleinen
Gebieten zu
konzentrieren.
•
Sonnenflecken sind die
Gebiete der stärksten
Magnetfeldkonzentration.
Über den Sonnenflecken
- die Sonnenatmosphäre
Korona und Sonnenwind
Die Sonnenatmosphäre
Korona
Bild einer Sonnenfinsternis (C. Viladrich, IAP & SAF)
http://www2.saf-lastronomie.com/accueil.html
→ commissions, Soleil
« Offene »
Magnetfeldlinien
« Offene »
Magnetfeldlinien
« Geschlossene »
Magnetfeldlinien
Warum ist die Korona nicht rund (kugelförmig) ?
Die Sonnenatmosphäre
Magnetfelder in der Korona
TRACE (NASA) : EUV-Linie
eines Eisen-Ions (T > 106 K)
•
Die Korona können wir im sichtbaren Licht
nur während einer Finsternis beobachten.
Immer nur über dem Sonnenrand.
•
Um sie direkt zu sehen, bauchen wir
andere Wellenlängen. Z.B.: kurze UVWellen (extremes UV = EUV) oder
Röntgenstrahlung. « Sichtbar » nur
ausserhalb der Erdatmosphäre.
•
Die Korona: ein heisses, stark ionisiertes
Gas (« Plasma »). Ihre Strukturen zeigen
Magnetfeldlinien.
Magnetfeldbogen
Photosphäre
– Geschlossene Feldlininen (magnetische
Bögen): eingeschlossenes Plasma.
– Offene Feldlinien (von der Sonne zu einem
anderen Punkt im Sonnensystem): das
Plasma kann in den Weltraum entkommen.
Die Sonnenatmosphäre
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/
Magnetfelder in der Korona
•
•
Magnetfelder in der Photosphäre (links) und die darüberliegende Korona
im EUV-Licht (SDO & SoHO).
In der Photosphäre konzentrieren die Gasbewegungen die Magnetfelder in der Korona schliessen geschlossene Feldlinien das Gas ein.
Die Sonnenatmosphäre
Magnetfelder in der Korona
•
Zum Weltraum hin offene
Magnetfeldlinien: das heisse Gas der
Korona dehnt sich aus und entkommt ins
Weltall.
•
Dunkles Gebiet in Sonnenbildern bei
Radio- und EUV Wellen: wenige
Teilchen (Elektronen, Protonen, Ionen) ein « koronales Loch »
•
Aus koronalen Löchern strömt der
« schnelle » Sonnenwind (ca. 800 km/s)
- Ausdehnung der heissen
Sonnenkorona in den Weltraum.
RH Nançay
SoHO/EIT
Die Sonnenatmosphäre
Magnetfelder in der Korona und der Sonnenwind
Sonnenwind
Sonnenwind
Magnetfeldbögen
auf kleinem Raum
© SoHO/ESA
•
•
Das globale Magnetfeld der Sonne ähnelt zu Zeiten schwacher Aktivität
(= keine Sonnenflecken) einem Dipol.
In der hohen Sonnenatmosphäre werden die Feldlinien durch den Druck
des heissen Gases in den Weltraum getrieben: die gesamte Korona
strömt von der Sonne ab - Sonnenwind.
Die Sonnenatmosphäre
Magnetfelder in der Korona und der Sonnenwind
Sonnenwind
Sonnenwind
© SoHO/ESA
• Durch die Rotation der Sonne werden die
Feldlinien gekrümmt (= Sprinkler im Garten).
Die Sonnenatmosphäre
Die dynamische Korona
•
Die Magnetfeldlinien, die die
koronalen Strukturen bilden, kommen
aus einem turbulenten Gas im
Sonneninneren (unterhalb der
Photosphäre).
•
Magnetfeldlinien verhalten sich wie
Magnetfeldlinien in der
elastische Bänder. Sie übertragen dieUmgebung des Sonnenflecks
Bewegungen des Gases der
Photosphäre in die Korona.
Magnetfeldbogen
Sonnenflecken
•
2 Tage optische (unten) und EUVBeobachtungen (oben; TRACE/
NASA): Sonnenflecken in der
Photosphäre und die darüberliegenden Magnetfeldstrukturen.
Die Sonnenatmosphäre
Die dynamische Korona
© SoHO (ESA/NASA),
http://soho.esac.esa.int/gallery/Movies/flares.html
1 Monat ununterbrochener
Beobachtungen des SoHO-Satelliten
•
Folge: Koronale Strukturen sind
nicht statisch. Manche werden in
den Weltraum geschleudert:
koronale Massenauswürfe.
•
Typisches Phänomen zu Zeiten
starker Sonnenaktivität.
•
≠ Vulkanausbruch: das Magnetfeld treibt das eingeschlossene
Plasma in den Weltraum.
•
Beschleunigung geladener
Teilchen (Elektronen, Protonen):
weisse Punkte = Protonen, die
den Detektor treffen.
Wie sieht der Sonnenwind aus,
wo endet er ?
Beobachtungen mit STEREO
Die Sonne in 3 Dimensionen
Die STEREO-Satelliten
•
Zwei identische Sonden beobachten die Sonne aus zwei verschiedenen
Richtungen. An Bord: Geräte für abbildende Beobachtungen (EUV,
Koronographen), zur Messungen geladener Teilchen und von Wellen.
•
Das dritte Auge: Beobachtungen von der Erde und aus ihrer Umgebung.
•
STEREO: NASA-Projekt mit starker europäischer Beteiligung.
Die Sonne in 3 Dimensionen
Die STEREO-Satelliten
•
Satellitennavigation
und 3. Keplersches
Gesetz:die Bahngeschwindigkeit
vermindert sich mit
wachsender
Entfernung zur
Sonne.
•
STEREO A näher an der Sonne als die Erde, STEREO B weiter entfernt
⇒ STEREO A schneller als die Erde, Erde schnller als STEREO B. Die
beiden Satelliten entfernen sich von der Erde in entgegengesetzten
Richtungen.
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/spacecraft.shtml
Die Sonne in 3 Dimensionen
Die STEREO-Satelliten
• Wie erreicht man das ?
Mondbahn
• Satelliten A & B starten mit
derselben Rakete,
• werden auf Umlaufbahnen
geschossen, die sie in
Mondnähe bringen.
• Schwerkraft des Mondes
trennt die Satelliten A, B.
• Neues Rendezvous mit dem
Mond.
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/spacecraft.shtml
Die äusseren Sonnenschichten
Sonnenwind
• STEREO zeigt uns nie
gesehene Bilder des
Sonnenwinds.
• Hier: ein Blick auf die
Korona und den
Sonnenwind von
einem der Satelliten
aus.
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/gallery.shtml
Die äusseren Sonnenschichten
Sonnenwind
• 9 Tage ununterbrochener
Beobachtung
• Stetiger
Sonnenwind =
Abströmen der
Korona in den
Weltraum.
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/gallery.shtml
Die äusseren Sonnenschichten
Sonnenwind
• Sonnenwind und
koronale
Massenauswürfe
(10,5 Tage
Beobachtung).
• Massenauswürfe
haben eine andere
Struktur als der
umgebende
Sonnenwind: Bögen
(Magnetfeld !)
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/gallery.shtml
Die äusseren Sonnenschichten
Sonnenwind
• Ein Kometenschweif (Encke) zeigt den
Sonnenwind an: 3 d 14 h Beobachtung:
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/gallery.shtml
Die äusseren Sonnenschichten
Sonnenwind
• Wie weit reicht der
Sonnenwind ?
• Voyager:
(80 - 100) ×
d(Sonne-Erde)
∼ 100 AE
• « Heliosphäre »
http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/interstellar.html
Hochenergetische Teilchen
von der Sonne
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
Ein Beispiel
• Während Flares und
koronaler Massenauswürfe können elektrisch
geladene Teilchen (Elektronen, Protonen, Ionen)
auf hohe Energien
(Geschwindigkeiten)
beschleunigt werden und
von der Sonne
entkommen.
• Illustration: ein Flare
(EUV), gefolgt von einem
Teilchensturm, der auf
den EIT-Detektor des
SoHO-Satelliten
einprasselt.
© SoHO - ESA/NASA
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
Was sind « hochenergetische Teilchen » ?
•
Elektronen, Protonen, Ionen in der Korona haben eine mittlere
Energie von ca. 100 eV (Elektronenvolt):
– Geschwindigkeiten 6800 km/s (Elektronen), 160 km/s (Protons)
•
Die Energie der Protonen, die wir bei SoHO gesehen haben,
übersteigt 10 MeV (Millionen eV), einige können mehrere GeV (Milliarden
eV) erreichen.
– Geschwindigkeiten 43000 km/s - 290 000 km/s (270 - 1800 × die mittlere
Protonengeschwindigkeit in der Korona)
•
Vergleich: Fussgängergruppe
– Mittlere Geschwindigkeit 4 km/h, einige sind langsamer, andere
schneller
– Geschwindigkeit eines 100 m Läufers : 36 km/h (9 × mittlere
Geschwindigkeit)
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
Wie erreichen sie die Erde ?
•
Teilchen werden in der
Sonnenatmosphäre beschleunigt,
müssen sich entlang Magnetfeldlinien
durch den interplanetaren Raum
bewegen.
•
Einfaches interplanetares MagnetfeldModell (Parker): die Feldlinien sind
Spiralen, die sich ausbilden als Folge
1) des Sonnenwindes, der das solare
Magnetfeld mitnimmt, 2) der Rotation
der Sonne, in der die Feldlinie
verankert ist.
•
Geladene
Teilchen
EM
Strahlung
Erde
Erwartung: schnelle geladene Teilchen erreichen die Erde, wenn ein
Flare oder Massenauswurf nahe dem Fußpunkt der Feldlinie auftritt. Was
beobachtet STEREO ?
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
17. Januar 2010
03:56: Flare
in diesem
aktiven Gebiet
STEREO
B
03:56: Flare
etwa hier
SoHO, ACE,
Proba2
•
•
Drei « Augen »: 2
STEREO-Sonden +
Satelliten auf der SonneErde Linie (u.a. Proba2,
ESA/Obs. Royal Brüssel)
Flare auf der erdabgewandten Sonnenseite
Proba2/SWAP
STEREO
A
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
17. Januar 2010
03:56: Flare
etwa hier
Erwartung: Teilchen
folgen dieser Feldlinie
Flare
0°
90°
STEREO
B
N
180°
270°
STEREO
A
SoHO, ACE
• Keiner der Satelliten STEREO A, B, SoHO, ACE
sollte eine erhöhte Teilchenintensität messen.
© N. Dresing, B. Heber et al., Universität Kiel
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
102
03:56: Flare
etwa hier
STEREO/SEPT B
STEREO A
STEREO B
Erdre / Proba2,
SOHO,ACE
10
Flare
0°
90°
1
N
270°
Elektronen 55-85 keV
17
18
19
180°
20
STEREO/SEPT A
Intensität [(cm2 s sr MeV)-1]
Intensität [(cm2 s sr MeV)-1]
17. Januar 2010
102
10
1
10-1
Elektronen 55-85 keV
17
Intensität [(cm2 s sr MeV)-1]
Hochenergetische
Elektronen Beobachtungen
von STEREO und
Satelliten auf der
Sonne-Erde Linie.
19
20
Datum (Januar 2010)
Datum (Januar 2010)
•
18
Elektronen 250-700 keV •
1
SOHO/EPHIN
16
17
18
19
20
21
Datium (Januar 2010)
© N. Dresing, B. Heber et al., Universität Kiel
22
Keiner der
drei
Satelliten auf
einer
Feldlinie zum
Flare !
Hochenergetische Teilchen von der Sonne
102
STEREO/SEPT B
03:56: Flare
etwa hier
STEREO A
STEREO B
Erdre / Proba2,
SOHO, ACE
10
Flare
0°
90°
1
N
Elektronen 55-85 keV
17
18
19
20
Datum (Januar 2010)
180°
270°
STEREO/SEPT A
Intensität [(cm2 s sr MeV)-1]
Intensität [(cm2 s sr MeV)-1]
17. Januar 2010
102
10
1
10-1
Elektronen 55-85 keV
17
18
19
20
Datum (Januar 2010)
•
Können sich Teilchen dank des turbulenten interplanetaren Magnetfeldes
senkrecht zu Feldlinien ausbreiten ?
•
Können wir Teilchenbechleuniger identifizieren, die über so ausgedehnte
Raumbereiche wirken (Stoßwellen ?)
•
?
© N. Dresing, B. Heber et al., Universität Kiel
Sonnenwind, Sonnenaktivität
und die Erde
« Weltraumwetter »
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenaktivität und Technologie im Weltraum
• Aufheizung & Ionisierung
der hohen Erdatmosphäre
(UV, X; t0+8 min):
– Abbremsung von Satelliten
– Radiokommunikation (Flugzeuge,
Funkamateure …), GPS
• Schnelle geladene Teilchen
(t0+30 min):
– Elektronik in Satelliten ausserhalb
der Magnetosphäre
– Erhöhte Ionisierung der polaren
Ionosphäre
(Radiokommunikation)
– Biologische Schäden: bemannte
Raumfahrt zum Mond, Mars
– Strahlungsdosis des
Flugpersonals (polare Routen zusätzlich zur ständigen
kosmischen Strahlung)
Röntgen, EUV
Massenauswurf
Sonnenwind
Schnelle
Teilchen
Magnetosphäre
• Störung des Erdmagnetfelds
(t0+1-2 Tage):
(1) Flare ≈10-3×ständige Sonnenstrahlung !
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Interplanetare Reise eines koronalen Masseauswurfs
© STEREO/NASA http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/stereoimages_storms.shtml
• STEREO verfolgt die Ausbreitung koronaler M’auswürfe von
der Sonne zur Erde (18 Tage Beobachtung).
• Einige erreichen die Erde, in 1-2 Tagen (gewöhnlicher
Sonnenwind: 4 Tage
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenwind, Massenauswürfe und Erdmagnetfeld
Sonnenwind
?
Wird gewöhnlich vom Magnetfeld der
Erde um die Erde gelenkt. Wenn
aber das interplanetare Magnetfeld
eine nach Süden gerichtete
Komponente hat …
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenwind, Massenauswürfe und Erdmagnetfeld
Sonnenwind
Wird gewöhnlich vom Magnetfeld der
Erde um die Erde gelenkt. Wenn
aber das interplanetare Magnetfeld
eine nach Süden gerichtete
Komponente hat …
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenwind, Massenauswürfe und Erdmagnetfeld
d
n
i
nw
e
n
n
So
Sonnenwind
Verbindung der Magnetfeldlinien des Sonnenwindes und
der Erde (“Rekonnektion”),
Energie und Materie des
Sonnenwindes dringen ins
Magnetfeld der Erde ein.
Explosive Freisetzung.
Son
nen
win
d
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenwind, Massenauswürfe und Erdmagnetfeld
• Rekonnektion,
Energiezufuhr in
die Magnetosphäre.
• Explosive Freisetzung: magnetischer (Teil-)
Sturm
Sonnenwind und Erdmagnetfeld.
Cartoon NASA, http://svs.gsfc.nasa.gov/
– Teilchenbeschleunigung: Polarlichter, Heizung der
Atmosphäre
– Induktion
elektrischer Ströme
in der Erdkruste
Sonnenwind, Sonnenaktivität, Erde
Sonnenaktivität und Technologie im Weltraum
• Aufheizung & Ionisierung
der hohen Erdatmosphäre
(UV, X; t0+8 min):
– Abbremsung von Satelliten
– Radiokommunikation (Flugzeuge,
Funkamateure …), GPS
• Schnelle geladene Teilchen
(t0+30 min):
– Elektronik in Satelliten ausserhalb
der Magnetosphäre
– Erhöhte Ionisierung der polaren
Ionosphäre
(Radiokommunikation)
– Biologische Schäden: bemannte
Raumfahrt zum Mond, Mars
– Strahlungsdosis des
Flugpersonals (polare Routen zusätzlich zur ständigen
kosmischen Strahlung)
Röntgen, EUV
Massenauswurf
Sonnenwind
Schnelle
Teilchen
Magnetosphäre
• Störung des Erdmagnetfelds
(t0+1-2 Tage):
– Teilchenbeschleunigung;
Polarlichter bei niedrigen Breiten;
Schäden an der Elektronik und den
Sonnenzellen von Satelliten
– Induktion elektrischer Ströme in der
Erdkruste, Störung des
Energietransports in Überlandleitungen (nahe den magnetischen
Polen - Kanada, Nord-USA)
Danksagungen
•
In diesem Vortrag benutzte Abbildungen sind von den folgenden
Organisationen und Projekten zur Verfügung gestellt worden:
–
–
–
–
–
–
STEREO (NASA & Europa)
SoHO (ESA/NASA)
Solar Dynamics Observatory SDO (NASA)
TRACE (NASA)
Proba2/SWAP (ESA, Kgl. Belgisches Observatorium)
Sonnenobservatorien THEMIS (F) & Swedish Vacuum Telescope (S) auf
den Kanarischen Inseln
– Observatorium Paris und Radioobservatorium Nançay
– Galileo Project, Rice Univ. Houston & Museo Galileo, Florenz
– NASA Scientific Visualization Studio
•
Ich danke den folgenden Kollegen für die Erlaubnis, unveröffentlichte
Dokumente zu zeigen: V. Bommier & C. Mercier (Obs. Paris/CNRS),
N.Dresing & B. Heber (Univ. Kiel), C. Viladrich (IAP Paris & SAF) und
dem Institut für Experimentelle & Angewandte Physik der Universität
Kiel für die Einladung zu diesem Vortrag.