Magnetohydrodynamik

1. Magnetohydrodynamik R. Schlichenmaier und M. Stix Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik; Schöneckstr. 6; Tel.: 3198-212 Email: schliche@kis.uni-freiburg.de Teilgebiet der Plasmaphysik Dynamik eines ionisierten Gases. Die Gleichungen der Hydrodynamik werden um die Wirkung der Maxwell-Gleichungen erweitert. Insbesondere: Berücksichtigung der Lorentzkraft.

2. MHD: Übersicht • Magnetische Erscheinungen auf der Sonne • Magnetohydrodynamik: Grundlagen • Induktion – Magnetokonvektion • Magnetische Flussröhren • Dynamotheorie • 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)

3. Vorbemerkung: Querschnitt der Sonne

4. Differentielle Rotation der Sonne

5. Kapitel 1: Magnetische Erscheinungen auf der Sonne

6. Sonnenzyklus

7. Sonnenfleckenrelativzahl 11-jähriger Zyklus. Magnetischer Zyklus: 22 Jahre!

8. Ein Magnetogramm im sichtbaren Licht: Photosphäre Die Sonne im Röntgenlicht: Korona EIT/SOHO, Fe XII, 2 Mil. K Mai 1996 Dezember 2000 Sonnenzyklus

9. Maximum • complex magnetic structure • many active regions • almost no coronal holes • “helmet streamer” at all latitudes • Minimum • “simple” dipolar structure • few active regions (sunspots) • prominent coronal holes • “helmet streamer” only at equator Thecorona: maximum versus minimum 16. 2. 1980, India 18. 3. 1988, Philippines High Altitude Observatory - NCAR

10. 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

11. 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.

12. Sonnenfleck: Modell

13. Magnetfelder in der ruhigen Sonne • Messung von Geschwindigkeiten und Magnetfelder: • Doppler-Effekt • Zeeman-Effekt • → Spektropolarimetrische Messung von Absorptionslinien: • I(λ) ,Q(λ), U(λ), V(λ).

14. Sonnenspektrum

15. Der Zeeman-Effekt Literatur: Haken/Wolf, Atom- und Quantenphysik, Springer-Verlag

16. Magnetokonvektion

17. Die Chromosphäre: Spikulen, Mottles und Protuberanzen Emissionslinie von Hα (656.3 nm) bei ca. 10 000 Kelvin.

18. Protuberanz (engl: prominence) 19. Dezember 1973: He II 30,4 nm (Skylab)

19. SOHO: EIT 19.5 nm Hochionisierte Eisenlinien (Fe XII, 19,5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin. (1. April – 14. April 2003)

20. Flares in der Korona: Magnetische Rekonnektion EIT (SOHO) Hochionisiertes Eisen in Emission (19.5 nm) bei ca. 2 Millionen Kelvin. Photosphärisches Magnetogramm.

21. Heiße Bögen in der Korona In die Korona extrapoliertes Magnetfeld, das in der Photosphäre gemessen wurde. 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.

22. Korona: Koronale Massenauswürfe(engl.: coronal mass ejection, CME) Solar Maximum Mission Coronagraph Ca. 6 Tage C3 & C2 LASCO auf SOHO

23. Sonnenwind Parkersche Spirale (Ballerina-Rock)

24. 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 nm Literatur: Plasmaphysik im Sonnensystem, BI, 1991, HRSG.: K.-H. Glassmeier und M. Scholer

25. Polarlicht-Oval Polarlicht-Oval (Aurora) am 15. Juli 2000. Aufgenommen mit dem Satelliten IMAGE im FUV.