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Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter

Rolf Schlichenmaier (Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg) Telefon: 3198-212; email: schliche@kis.uni-freiburg.de. Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter. 3. Lehrerfortbildung am 1.10.2005. Übersicht Aufbau der Sonne Sonnenflecken in der Photosphäre

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Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter

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Presentation Transcript

  1. Rolf Schlichenmaier (Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg) Telefon: 3198-212; email: schliche@kis.uni-freiburg.de Die aktive Sonne: Sonnenflecken, Sonneneruptionen, Polarlichter 3. Lehrerfortbildung am 1.10.2005

  2. Übersicht Aufbau der Sonne Sonnenflecken in der Photosphäre Entstehung von Sonnenflecken Sonnenzyklus Flares und koronale Massenauswürfe Polarlichter

  3. Querschnitt der Sonne

  4. Der Sonnenfleck Aufnahme: 70 Minuten (Echtzeit)

  5. Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe März bis Mai 2001: MDI on SOHO (ESA/NASA)

  6. Warum sind Sonnenflecken dunkel? Hale (1908): Sonnenflecken sind assoziiert mit konzentriertem Magnetfeld. Konvektionszone: Konvektion transportiert Energie. Biermann (1941): Magnetfelder unterdrücken Konvektion. Sonnenflecken sind also kühler und somit dunkler.

  7. Intensität Magnetfeldkarte

  8. Wie entstehen Sonnenflecken?

  9. Wie entstehen Sonnenflecken? (Caligari, Schüssler, Moreno Insertis 1996) Am Boden der Konvektionszone werden durch den Dynamo starke toroidale Magnetfelder erzeugt. Diese werden instabil und treiben in Form von magnetischen Schläuchen durch Konvektionszone zur Photosphäre. Die beiden Durchstoßpunkte des Magnetfeldschlauches bilden dort eine bipolare Region.

  10. Sonnenzyklus Magnetogramm in der Photosphäre Die Sonne im Röntgenlicht: Korona EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K Mai 1996 Dezember 2000

  11. Sonnenzyklus

  12. Sonnenflecken und Fackeln am Sonnenrand  Variation der solaren Helligkeit

  13. Solare Helligkeitsvariation Fleck und Fackeln am Sonnenrand

  14. Magnetfelder in Korona TRACE

  15. Magnetfelder in Korona EIT onboard SOHO (ESA-NASA)

  16. Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe Der „Bastille day“ Flare http://soho.nascom.nasa.gov/bestofsoho

  17. Magnetfelder in der Korona: Flares und koronale Massenauswürfe X-Mas CME http://soho.nascom.nasa.gov/bestofsoho

  18. Weltraumwetter

  19. Erdmagnetosphäre

  20. Differentielle Rotation der Sonne

  21. Das Prinzip des solaren Dynamos: Ω-Effekt Differentielle Rotation: Scherströmung verstärkt das Magnetfeld durch Aufwicklung.

  22. Das Prinzip des solaren Dynamos: α-Effekt Die Konvektion advektiert die Magnetfelder und produziert eine radial Magnetfeldkomponente: α-Effekt (Parker 1955, Steenbeck, Krause, Rädler, 1966)

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