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

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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!

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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

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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.