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Die Chromosphäre der Sonne:
eine heiße Angelegenheiteine heiße Angelegenheiteine heiße Angelegenheit
Wolfgang Schmidt11. Oktober 2008
Übersicht
• Was ist eigentlich die Chromosphäre?
Was macht die Chromosphäre interessant?
• Wie kann man sie beobachten?
Was sind die aktuellen Forschungsthemen?
Chromosphäre während einer Sonnenfinsternis
Aufbau der Sonne
4
Dicke der Chromosphär
e
Der Merkur hat einen Winkeldurchmesser
von 12 Bogensekunden.
Auf der Sonne sind das 8700 km.
Merkur als Maßstab
Was macht die Chromosphäre interessant?
• Temperatur steigt in der Chromosphäre von 4500 bis über 10.000 Grad an (weiter außen bis 2 Mio Grad)
Mit kleinen Teleskopen ist die Photosphäre glatt und „langweilig”, die chromosphärische Aktivität dagegen lässt sich gut beobachten ->> Sonnenforschung in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts
• Die heißesten Gebiete leuchten im UV und lassen sich nur vom Weltraum aus beobachten
SOHO, TRACE, YOHKOH, HINODE
Wie die Chromosphäre sichtbar wird
• Für normales Licht ist sie durchsichtig, d.h. sie ist mit bloßem Auge (auch durch ein Teleskop) nicht zu sehen
Ausnahme: totale Sonnenfinsternis
• Man braucht spezielle schmalbandige Filter, die vorwiegend Licht, das in der Chromosphäre erzeugt wird, durchlassen.
• Gut geeignet sind (für erdgebundene) Beobachtungen
• Die rote Wasserstofflinie H-Alpha
Die blauen Linien von ionisiertem Calzium
• Die gelben Natrium-Linien
Chromosphärische Spektrallinien
Wasserstoff 656 nm (H-alpha)
Wasserstoff 656 nm (H-alpha)
Natrium589 nm (Na-D)
Natrium589 nm (Na-D)
Calzium393 und 397 nm
(Ca II H und K)
Calzium393 und 397 nm
(Ca II H und K)
Warum ist es so schwierig, die Chromosphäre zu
beobachten?
Intensität: 4 %Chromosphäre
Lyot Filter (1)
Lyot Filter (2)
Transmissionskurve eines Lyot-Filters mit 6 Elementen
Lyot Filter (3)
Vergleich Photosphäre - ChromosphärePhotosphäre - Chromosphäre
Die Chromosphäre: Forschungsschwerpunkt am KIS in
den 40er und 50er Jahren
Netzwerk & Plages
Spikulen und Filamente
Bilder von der aktiven äußeren Hülle der
Sonne
Zur Anzeige wird der QuickTimeª Dekompressor ãMPEG-4 VideoÒ
benštigt.
Protuberanzen und Flares
Spikulen und „Halme“ am Sonnenrand
Die Chromosphäre der Sonne wird dominiert von kurzlebigen (10-60 s) feinen (~200 km) “Halmen” die ständig hin und her schwingen!
Zur Anzeige wird der QuickTimeª Dekompressor ãPhoto - JPEGÒ
benštigt.
Film: Hinode-Satellit, März 2007, 396 nm
10.000 km
Bei näherem Hinsehen ...
Magnetische Flusskonzentrationen
Ph
oto
sph
äre
Ch
rom
osp
häre
Wieviel Energie steckt in der Chromosphäre?
• Sonnenoberfläche: 67.000.000 W/m2
• Chromosphäre: 5.000 W/m2 (1022 J/s)
• Korona: 100 W/m2
aber: X25-Flare: 6x1025 J• Globaler Primärenergieverbrauch: 3x1020 J/Jahr• Einstrahlung der Sonne auf Erde: 3.8x1024 J/Jahr
Unsich
erhe
it: 2
....
14 k
W/m
2
Das Standardmodell der Chromosphäre
Avrett & Loeser, 2008
Spektroskopie der Chromosphäre
Dynamik der Chromosphäre: Power-Spektrum der IntensitätsfluktuationenPower-Spektrum der Intensitätsfluktuationen
Zur Anzeige wird der QuickTimeª Dekompressor ãFoto - JPEGÒ
benštigt.
30 s
VTT, Tenerife, June 2007
Echelle spectrographCa H + Ca 866.62 PCO CCDsDuration 3200 spixel & slit: 0.3 x 0.5 arcs2
Δλ= 0.47 pm550 x 900 px7 scan stepsScan cadence: 8s
Dreidimensionale numerische Simulationen
Wedemeyer et al., 2007
„Fingerabdrücke” von Spektrallinien
Korrelationsmatrix der Kernregion der
Ca-H-Linie.
Die Korrelation ist 1 (gelb), wenn sich die Schichten, die zu den beiden miteinander korrelierten Wellenlängen gehören, simulatan aufhellen.
In den beobachteten Spektren (lonks oben) sind die verschiedenen Schichten relativ stark miteinander korreliert.
Die numerischen Rechnungen (rechts und unten) zeigen eine viel geringe Ausdehnung des korrelierten Bereichs
Rammacher 2007
Heizung durch WellenDer Vergleich von Magnetfeldmessungen und Helligkeit der Chromosphäre zeigt, dass (wahrscheinlich) ein Großteil der Aufheizung durch (akustische) Wellen erfolgt.
(R. Rezaei, R. Schlichenmaier, C. Beck & W. Schmidt, 2008)
Lokales und nichtlokales thermodynamisches Gleichgewicht
(LTE/NLTE)
In der Photosphäre herrscht lokales thermodynamisches
Gleichgewicht(LTE): dort ist die Dichte so groß, dass die Teilchen
häufig zusammenstoßen und sich stets ein Zustand einstellt, bei
dem die Verteilung der Atome auf die Energieniveaus
(Anregungszustand) nur von der lokalen Temperatur abhängt.
In der Chromosphäre sind aufgrund der niedrigen Dichte Stöße
viel seltener; daher hängen die Besetzungszahlen der
verschiedenen Energieniveaus an jeder Stelle von der
eingestrahlten Energie aus der gesamten übrigen Atmosphäre ab.
Man spricht daher von einem nicht-lokalen thermodynamischen
Gleichgewicht (NLTE).
Vergleich von aktiver und ruhiger Chromosphäre
1996
2000
20002000
2005
2006
Zusammenfassung• Die Chromosphäre zeigt faszinierende und teilweise spektakulare
Phänomene, die meisten sind allerdings nur mit spezieller Ausrüstung sichtbar
Die Chromosphäre sorgt dafür, dass die Sonne kein langweiliger Stern ist
• Die Strahlung aus der Chromosphäre ist nur ein sehr kleiner Bruchteil der Strahlungsleistung der Sonne
• Die Chromosphäre ist heißer als die darunter liegende Photosphäre: Die hierfür benötigte Energiezufuhr aus den unteren Schichten der Sonnenatmosphäre ist Gegenstand aktueller Forschung: Schallwellen und Magnetfeld spielen dabei eine Rolle
• Die UV-Strahlung variiert im Aktivitätszyklus der Sonne um bis zu 10 % (100 mal stärker als die Gesamthelligkeit). Dies könnte Auswirkungen auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre haben.
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