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