Ganz oft zeige ich in diesem Blog Magnetogramme der Sonnenoberfläche.
Auf ihnen sieht man die Verteilung, die Stärke und die Polarität der Magnetfelder. Die Polarität wird durch ein schwarz/weiß - Muster dargestellt.
Die ersten Magnetogramme wurden 1908 von Hale erzeugt. Babcock entwickelte 1953 den ersten Magnetograph, der automatisch die gesamte Sonnenscheibe untersucht.
Die physikalische Ursache für den Nachweis von Magnetfeldern ist der Zeeman-Effekt (1898), die Aufspaltung von Spektrallinien in Magnetfeldern.
Darauf gehe ich in den nächsten Posts ein.
Heute möchte ich einige Beispiele für Magnetfeldstärken geben, damit man die Sonnenmessungen besser einordnen kann.
Es ist inzwischen üblich, die ursprünglich nur als Flußdichte bezeichnete Größe B als magnetische Feldstärke anzugeben. Sie wird in Tesla, T, gemessen.
Früher wurde auch oft die Maßeinheit Gauss verwendet: 1 Gauss = 0,0001 T.
Gehen wir einmal grob durch die Magnetfeldstärken im Kosmos und in der Technik:
(die Vorsilbenbedeutung kann im Post vom 9.1. nachgesehen werden...).
nT: Interstellares Magnetfeld
50 MikroT = 0,05 mT: Erdmagnetfeld
0,01 mT: Messgrenze beim Sonnenfeld
0,25 T = 250 mT: Sonnenfleck
0,1 ...1 T: "Supermagnete"
10 T: Magnetresonanztomograph
45 T: maximal realisierter Dauermagnet (mit Supraleitung)
40 MT: Neutronenstern
500 GT: Magnetar (besonderer Neutronenstern)
Und nun das aktuelle (heute, 10.00 Uhr) Magnetogram der Sonne, man vergleiche mit dem Post von gestern und achte auf die Sonnenrotation. Man sieht auch, dass die Polarität der Sonnenfleckengruppen von Nord- und Südhalbkugel der Sonne entgegengesetzt ist.
Keine Kommentare:
Kommentar veröffentlichen
Kommentar eingeben