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28. April 2003 1
Magnetohydrodynamik
Teilgebiet der Plasmaphysik
Dynamik eines ionisierten Gases.
Die Gleichungen der Hydrodynamik werden um die Wirkung der Maxwell-Gleichungen erweitert.
Insbesondere: Berücksichtigung der Lorentzkraft.
R. Schlichenmaier und M. Stix
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Tel.: 3198-212
Email: schliche@kis.uni-freiburg.de
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MHD: Übersicht
1. Magnetische Erscheinungen auf der Sonne
2. Magnetohydrodynamik: Grundlagen
3. Induktion – Magnetokonvektion
4. Magnetische Flussröhren
5. Dynamotheorie
6. Sonnenwind: Magnetisches Bremsen
Literatur:
R. Kippenhahn, C. Möllenhoff: Elementare Plasmaphysik, BI, 1975
M. Stix: The Sun An Introduction, 2nd edition, Springer, 2002
N.A. Krall, A.W. Trivelpiece: Principles of Plasma Physics, McGraw-Hill, 1973
(D.R. Nicholson: Introduction to Plasma Theory, Wiley, 1983)
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Vorbemerkung: Querschnitt der Sonne
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Differentielle Rotation der Sonne
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Kapitel 1: Magnetische Erscheinungen auf der Sonne
Sonnen-fleckauf der
Sonnen-scheibe
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Sonnenzyklus
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Die Sonne im Röntgenlicht: Korona Ein Magnetogramm im sichtbaren Licht: Photosphäre
Sonnenzyklus
EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K
Mai 1996 Dezember 2000
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The corona: maximum versus minimum
18. 3. 1988, Philippines 16. 2. 1980, India
High Altitude Observatory - NCAR
Minimum “simple” dipolar structure few active regions (sunspots) prominent coronal holes “helmet streamer” only at equator
Maximum complex magnetic structure many active regions almost no coronal holes “helmet streamer” at all latitudes
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Sonnenfleckenrelativzahl
Magnetischer Zyklus: 22 Jahre!
11-jähriger Zyklus.
Solare Hellig-keits-
variation
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Sonnenflecken in der Photosphäre
Umbra & Penumbra.
Feinstruktur:
•Penumbral grains
•Umbral dots
•Evershed Strömung
•Lichtbrücken
Granulation
Granulum & Intergranulum
•Bright points
•Magnetische Knoten
•Normale und anomale Granulation
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Wie entstehen Sonnenflecken?
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.
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Sonnenfleck: Modell
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Messung der Magnetfelder
Messung von Geschwindigkeiten und Magnetfelder:
• Doppler-Effekt
• Zeeman-Effekt
→ Spektropolarimetrische Messung von Absorptionslinien:
I(λ) ,Q(λ), U(λ), V(λ).
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Sonnenspektrum
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Der Zeeman-Effekt
Literatur: Haken/Wolf, Atom- und Quantenphysik, Springer-Verlag
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Magnetokonvektion
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Die Chromosphäre: Spikulen, Mottles und Protuberanzen
Emissionslinie von Hα (656.3 nm) bei ca. 10 000 Kelvin.
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Protuberanz (engl: prominence)
19. Dezember 1973: He II 30,4 nm (Skylab)
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Flares in der Korona: Magnetische Rekonnektion
Photosphärisches Magnetogramm.
EIT (SOHO)
Hochionisiertes Eisen in Emission (19.5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin.
1. - 14. April2003
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Heiße Bögen in der Korona
Vielfach ionisiertes Eisen (Fe IX & Fe X) in Emission (17,1 nm) bei ca. 1 Million K
(TRACE).
Die Bögen sind etwa 70 000 km hoch.
In die Korona extrapoliertes Magnetfeld, das in der Photosphäre gemessen wurde.
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Korona: Koronale Massenauswürfe
(engl.: coronal mass ejection, CME)
LASCO auf SOHO
Solar Maximum Mission Coronagraph
C3 & C2
Ca. 6 Tage
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Sonnenwind
Parkersche Spirale
(Ballerina-Rock)
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Polarlichter
Grüne Linie: atomares O bei 557.7nm
Rote Linie: atomares O bei 630.0 & 636.4 nm
Blaue Linie: ionisiertes N2 z.B. bei 470.0 nmLiteratur: Plasmaphysik im Sonnensystem, BI, 1991, HRSG.: K.-H. Glassmeier und M. Scholer
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