Was ist ein Magnetogram? Teil 3

 Nun kommen wir zu dem Trick, mit dem das S/W-Muster der Magnetfelder auf der Sonne erzeugt wird.

Wir nutzen den longitudinalen Zeemaneffekt, d.h. wir blicken von oben in Richtung der Feldlinien.

Wir erinnern uns: bei der Aufspaltung unterscheiden sich die beiden Linien in ihrer Polarisierung (Art der Schwingung des Lichtes).

Beide Linien sind entgegengesetzt polarisiert: linkszirkular bzw. rechtszirkular.

Die Aufspaltung ist ganz gering, aber auf jeder Seite der Linie überwiegt etwas eine der beiden Linien: bei der kleineren Wellenlänge die kurzwelligere Linie, bei der größeren logischerweise die langwelligere Linie.

In der Abbildung (aus Scheffler/Elsässer: Physik der Sonne und der Sterne) ist das Linienprofil gezeichnet.

Die noch durchkommende Strahlungsintensität ist gegen die Wellenlänge aufgetragen.

Nun nimmt man zwei kleine schmale Spaltöffnungen, durch die nur ein kleiner Wellenlängenbereich hindurchgelassen wird.

Nehmen wir an, wir blicken auf einen Nordpol. Dann ist die langwelligere Linie rechtszirkular polarisiert. Von ihr kommt also weniger Licht (gestricheltes Linienprofil) durch den rechten Spalt, wenn man durch einen Polarisationsfilter nur dieses rechtspolarisierte  Licht durchlässt. Durch den linken Spalt kommt von diesem rechtszirkularen Licht mehr durch, da die dunkle Linienmitte ja nach rechts, zu längeren Wellenlängen, verschoben ist.

Nun bildet man die Differenz der beiden Lichtmengen. Diese ist umso größer, je weiter die Aufspaltung, also je stärker das Magnetfeld ist.

Beim Blick auf einen Südpol (durchgezogenes Linienprofil) erhält man einen Unterschied mit anderem Vorzeichen.

Nun kann man die beiden Vorzeichen durch schwarz und weiß codieren, sogar noch die Stärke durch Graustufen.

So erhält man einen Überblick über die Verteilung, Polarität und Stärke der Sonnenmagnetfelder in der Photosphäre, das Magnetogram.

Was ist ein Magnetogram? Teil 2

 Spektrallinien entstehen, wenn Elektronen ihre Quantenzustände (anschaulich: Bahnen) im Atom verändern. Da Elektronen sowohl als sich "drehende" Ladungen (Spin) ein eigenes Magnetfeld haben, als auch das den Atomkern "umkreisende" Elektron ein Magnetfeld erzeugt, ändern sich die Energien der Quantenzustände, wenn das Atom sich in einem magnetischen Feld befindet.

Damit ändert sich auch die Differenzenergie, es sind mehrere Übergänge möglich. Dadurch spalten die Spektrallinien in zwei oder mehr Komponenten auf. Die Aufspaltung ist proportional zum Quadrat der Wellenlänge der Urspungslinie und der Stärke des Magnetfeldes.

Beim sog. normalen Zeemaneffekt gibt es drei Komponenten, eine bei der ursprünglichen Wellenlänge und je eine mit kleinerer bzw. größerer Wellenlänge.

Nun hängt es noch ab, aus welcher Richtung man das Magnetfeld mit den darin befindlichen Atomen beobachtet:

Longitudinaler Zeemaneffekt: Wenn wir in Richtung der Feldlinien blicken, verschwindet die mittlere Linienkomponente. Das Licht der beiden anderen Komponenten ist entgegengesetzt zirkular polarisiert (die Schwingungsebene dreht sich). Ist die langwellige Komponente rechts zirkular polarisiert, so blicken wir auf einen Nordpol.

So kann man die Polarität messen.

Transversaler Zeemaneffekt: Wenn wir senkrecht auf das Magnetfeld blicken, so sieht man alle drei Linien. Das Licht der mittleren Linie schwingt parallel zum Feld, das der äußeren Linie  senkrecht dazu (lineare Polarisation).

Die beiden Abbildungen sind dem Buch: Scheffler/Elsässer Physik der Sterne und der Sonne (1974) entnommen.

In der ersten Abbildung sehen wir die beiden Fälle als Skizze.

Die zweite Abbildung zeigt zwei übereinandergelegte  winzige Ausschnitte des Sonnenspektrums (von links nach rechts). Senkrecht verlaufen Absorptionslinien. Die dicken schwarzen waagerechten Striche sind Sonnenflecken, da fehlt einfach alles Licht. Man sieht, wie die Absorptionslinien in den Sonnenflecken aufgespalten sind.

Das obere Spektrum Spektrum zeigt nur die langwellige Komponente, das untere nur die kurzwellige Komponente (Blau ist links), da das Spektrum zweimal durch unterschiedliche Polarisationsfilter aufgenommen wurde.

Der Wellenlängenbereich geht nur über 0,1 nm!

Wie gewinnt man nun damit Magnetogramme?

Der Trick wird im nächsten Post erklärt.

Was ist ein Magnetogram? Teil 1

 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.

Aktuelle Bilder von der Sonne

 Zur Zeit gibt es drei große Gruppen von Sonnenflecken (3181, 3182, 3184), die zu instabilen magnetischen Strukturen gehören, aus denen immer wieder durch Verbindung von Magnetfeldern Energie freigesetzt wird. Dies kann zu Flareausbrüchen führen und sogar zu koronalen Massenauswürfen (CME).

Sonnenflecken sind durch starke Magnetfelder abgekühlte Bereiche der Photosphäre.

credit: SDO/SOHO/NASA

Bild 1: Farbaufnahme, besonders links sieht man auch die helleren Sonnenfackeln, die oft über Sonnenfleckengruppen schweben (Dienstag früh)

Bild 2: Benennung der Gruppen, man beachte den Größenvergleich mit Erde und Jupiter

Bild 3: Magnetogram: Die unterschiedlichen Magnetpolaritäten sind durch Schwarz und Weiß markiert.

In einem Post werde ich bald erklären, wie solche Magnetogramme hergestellt werden.

Da kommt was auf uns zu....: Es knallt auf der Sonne!

 Am 16.2. gab es eine riesige Explosion auf der Sonnenrückseite, ein koronaler Massenaufwurf einer Stärke wie seit 5 Jahren nicht mehr.

Das SOHO-Sonnenobservatorium (Satellit) zeigt die Bilder mit dem Koronographen. Der innere Teil ist abgeblendet, der weiße Kreis stellt die Größe der Sonne dar.

Vermutlich hat sich die Ende Januar/Anfang Februar auf der uns zugewandten Seite sichtbare Riesengruppe weiterentwickelt und vergrößert (vergleiche die Posts von damals). In etwa einer Woche wird sie wieder von der Erde aus sichtbar sein.

Aber warum so lange warten?

Wir können auch jetzt die aktuelle Rückseite der Sonne beobachten!

Von solchen Riesengruppen gehen "seismische" Wellen aus ("Erdbebenwellen" auf der Sonne). Die führen zu Bewegungen auf der Vorderseite, die man über den Dopplereffekt beobachten kann und aus denen sich ein Abbild der Rückseite erstellen lässt.

Genau das zeigt das zweite Bild.

In der Tat kann man ein großes Aktivitätszentrum erkennen.

Im Bild sieht man die aktuelle Sonnenrückseite als seismisches Bild, rechts die Magnetfeldstruktur der Aktivitätsgebiete auf der Vorderseite.

Sozusagen ein Rundumblick.

Noch imposanter ist der Videofilm, der die Entwicklung der letzten 30 Tage auf Vorder- und Rückseite der Sonne zeigt.

Bild 1 SOHO

Bild 2, Video: jsoc standford education University

Mit SOFIA unterwegs im Kosmos, Teil 10: Der heiße Kern des Orionnebels

 Kommen wir noch einmal zum Orionnebel zurück.

2019 wurde dieses Bild veröffentlicht. Es zeigt Magnetfeldstrukturen, an Bord von SOFIA vermessen, überlagert auf einem IR-Bild des Orionnebels vom VLT.

Deutlich erkennt man die vier Trapezsterne im Zentrum der Aufnahme.

Die Magnetfelder werden über die Polarisation des IR-Lichtes vermessen, denn sie richten Staubkörner aus und diese sorgen dafür, dass das gestreute IR-Licht nur in einer Ebene schwingt.

Deutlich sind Strukturen zu sehen, die von einem Materieausfluss erzeugt werden, der aus einem eher chaotischem Bereich herauskommt.

Hier könnte vor 500 bis 1000 Jahren ein Dreifach-Sternsystem aus Protosternen sich aufgelöst haben, wodurch zwei der Protosterne kollidiert sind und diesen explosiven Ausfluss erzeugt haben.

credit: NASA/SOFIA/VLT/ESO

Verwindungen

 Das 10 000 Lichtjahre Objekt MHO 2147 zeigt zwei gegenüberliegende Jets, die aber jeweils verbogen sind.

Das Bild wurde mit adaptiver Optik am 8,1 m Teleskop der Sternwarte Gemini-Süd in Chile aufgenommen (siehe Bild).

Im Zentrum, verborgen hinter Gas und Staub, steht ein junger Stern. Dessen Magnetfeld erzeugt aus dem einfallenden Material der Staubscheibe die beiden Jets. Die Verbiegung kann nur durch Schwerkraft entstehen.

Die Forschenden vermuten ein Dreifachsternsystem mit Abständen von etwa 300 Milliarden km.

credit: Gemini-S/NOIRLab

Mit SOFIA unterwegs im Kosmos, Teil 8: Magnetisches Chaos in der Feuerradgalaxie

 ...eher bekannt als Whirlpool-Galaxie.

SOFIA besser der am Fernrohr angeschlossene Detektor, kann über die Polarisationsrichtung der IR-Strahlung auch die Struktur der Magnetfelder bestimmen. Das geht indirekt, denn Magnetfelder richten Staubkörner aus und diese polarisieren das Licht.

Besonders interessant ist die Struktur der Magnetfelder von Galaxien.

Insbesondere bei Spiralgalaxien beeinflusst ein großräumiges Magnetfeld die Bewegungen der Gase, verändert sogar das Rotationsverhalten, da Magnetfelder auch Drehimpulse abführen können.

Sogar dichte Gas- und Staubwolken, aus denen sich Sterne bilden, können wohl durch Magnetfelder umverteilt werden.

Um all das untersuchen und beurteilen zu können, muss man erst einmal den großräumigen Verlauf galaktischer Magnetfelder kennen.

Dazu ist die Magnetfeldstruktur der Whirlpoolgalaxie M 51 im Sternbild Jagdhunde genau analysiert worden.

M 51 ist etwa 23 Millionen Lichtjahre entfernt, mit einem Durchmesser von 60 000 Lichtjahren und etwa 100 Milliarden Sternen nicht allzu groß.

Die Begleitgalaxie zieht einen der Spiralarme zu sich und sorgt für eine intensive Sternbildung in M 51.

Einer Aufnahme des HubbleSpaceTeleskops sind in der Abbildung  die gemessenen Magnetfeldstrukturen überlagert.

Die innere Spiralarmstruktur prägt auch den Magnetfeldverlauf. Nach Außen werden die Magnetfelder immer chaotischer.

Die Spiralarme werden ja im Optischen hauptsächlich durch ionisiertes Wasserstoffgas (HII-Regionen) um junge Sterne markiert (rote Flecken). Vermutlich entstehen sie dadurch, dass Dichtwellen die interstellaren Gase zusammenpressen und zur Sternbildung anregen. Dabei könnte auch das Magnetfeld der Galaxie mitgenommen und auf die Spiralstruktur gebracht werden.

credit: NASA/SOFIA/ESA

Mit SOFIA unterwegs im Kosmos, Teil 7: Magnetfelder bei der Sternentstehung

 Drei Kräfte bestimmen den Einsatz und Ablauf der Sternbildung: Turbulenzen in den Gas- und Staubwolken, Gravitation und Magnetfelder.

Je nach Magnetfeldrichtung  kann die Sternbildung erleichtert oder erschwert werden.

Magnetfelder können durch die Polarisation der an Staubkörnern gestreuten IR-Strahlung nachgewiesen werden, da sich die länglichen  Staubkörner im Magnetfeld ausrichten.

Mit dem Teleskop auf SOFIA konnten im Gebiet von Serpens-Süd dichte Filamente beobachtet werden.

Oft stehen die Magnetfelder senkrecht zu den Strömungsrichtungen, hier haben sie sich aber parallel zu den Filamenten ausgerichtet.

Das Bild zeigt die vermessene Magnetfeldstruktur,  unterlegt ist ein IR-Bild des Spitzer Weltraumteleskops

Bild: NASA/SOFIA/Spitzer

Mit SOFIA unterwegs im Kosmos, Teil 2: M 82

 M 82 ist eine Spiralgalaxie im Sternbild Großer Bär, 11,5 Millionen Lichtjahre entfernt, nur 37 000 Lichtjahre groß. Sie hat somit auch relativ wenig Sterne (30 Milliarden, etwa 10% der Sternenzahl unserer Galaxis).

Sie ist eine Galaxie mit starker Sternentstehung (starburst) und besitzt einen extrem starken Sternenwind aus dem Zentrum heraus, der bis in das Halo hinein Staub und Gase transportiert.

SOFIA hat bei 53 Mikrometer Wellenlänge den warmen Staub im Inneren detektiert und bei 154 Mikrometern den kühleren Staub in äußeren Bereichen. Damit sind auch die Strukturen des Magnetfeldes sichtbar geworden.

Im ersten Bild ist das gelb dargestellt. Der Ausfluss des Wasserstoffgases ist rot unterlegt.

Die Magnetfeldstrukturen sind offen. Vom Prinzip her kann man sich das so wie auf der künstlerischen Darstellung im zweiten Bild vorstellen.

Bilder. NASA/SOFIA

Sonneneruption unterwegs

 Am Dienstagvormittag ist eine besonders starke CME (Coronal Mass Ejection), eine Sonneneruption, so abgeschleudert worden, dass sie sehr wahrscheinlich am 4.11. die Erde treffen wird und geomagnetische Stürme hervorrufen kann.

Die Modelle der NOAA (Animation 2) ergeben, dass die Geschwindigkeit des Sonnenwindes dann um 300 km/sec höher sein wird und seine Intensität vorübergehend verfünffacht ist. 

In der Animation der NOAA sieht man links wie sich die CME im rotierenden Magnetfeld der Sonne Richtung Erde bewegt (grüner Punkt in der Mitte). Die beiden anderen Punkte sind die beiden Satelliten Stereo A und B, die auf Höhe der Erdbahn die Sonne aus zwei unterschiedlichen Blickrichtungen beobachten. Rechts sieht man die Intensitäten an diesen drei Orten.

Bild: SOHO-Satellit, NOAA

Ostwärts 5: Die Nacht des Halloween

...ließen sich alle vier hellen Jupitermonde nicht entgehen... 

Nur kurz kam Jupiter immer mal wieder am Sonntagabend durch Wolkenlücken hindurch. Um 21.13 Uhr hatte ich Glück...

 

Polarlichter - homemade by earth

Nicht alle Polarlichter kommen vom Sonnenwind:

In der Regel werden Polarlichter durch einfallenden und umgelenkten Sonnenwind erzeugt.

Das wird u.a. sehr schön im zweiten Video erklärt.

Schon lange aber sind besonders diffuse Polarlichterscheinungnen bekannt, die sich wenig an der Sonnenaktivität orientieren. 

Nun sind mit Hilfe von Beobachtungen der Themis-Satelliten aus 2011  Modelle entwickelt, die diese Polarlichter auf Elektronen zurückführen, die vom Magnetfeld der Erde selbst erzeugt werden.

Ich versuche den Mechanismus mal zu beschreiben:

Elektronen aus den Polargebieten der Magnetosphäre werden nach Außen gezogen und beschleunigt (rot) und in der Magnetosphäre (blau) festgehalten.

Dort erzeugen sie ECH (elctron cyclotron magnetic waves) (rosa), das sind normale elektromagnetische Wellen, die bei Schraubenbewegungen der Elektronen abgestrahlt werden.

Ihre Frequenzen entsprechen hörbaren Tonfrequenzen, so kommen die Töne im zweiten Video zustande.

Diese strahlen auch nach Innen und beschleunigen andere Elektronen zu den Polen (orange).

Dort erzeugen sie die diffusen Polarlichter (grün).

Bild 1: Abstrahlung der Wellen bei der Schraubenbewegung der Elektronen (research gate)

Bild 2: Erklärungsbild zum Video 1

Video 1: Erzeugung der erdgebundenen Polarlichter

Video 2: Polarlichterforschung

Magnetische Flaschen auch bei der Erde

 Magnetische Flaschen fangen hochenergetische Ladungen ein und ermöglichen es uns, mit ihnen Kernfusion auszuprobieren.

Wenn die Erde mit ihrem Magnetfeld Ladungen einfängt,  wird der Sonnenwind zum Polarlichterzeuger.

Wie magnetische Flaschen funktionieren, habe ich in meinem Physik-Blog mit vielen Bildern und Experimenten beschrieben:

https://www.natur-science-schule.info/phy

Zur magnetischen Flasche

Bild: Simon Richter

Vor 100 Jahren: Ein Sonnensturm tobt über die Erde

 Am 15.5.1921 trat, bei einer relativ kleinen Sonnenaktivität im abfallenden Zyklus, der stärkste Sonnensturm des letzten Jahrhunderts auf.

Über einer großen Sonnenfleckengruppe wurden Teile der Sonnenkorona als Plasmawolke in das Weltall geschossen (CME: Coronal Mass Ejections). Zufälligerweise trafen sie die Erde. Dabei wurde das Magnetfeld der Erde durch die auftreffenden Ladungen stark abgeschwächt.

Solche Effekte kennt man: Sich verändernde Magnetfelder rufen elektrische Felder und damit hohe Spannungen und Ströme hervor. Das ist die Induktion.

Durch Induktionseffekte erzeugen wir (außer bei Solarstrom) unseren elektrischen Strom und kochen auf dem Induktionsherd.

Damals gab es extrem starke Induktionsströme in Telegraphen - Stationen, die in vielen Ländern schlichtweg in Flammen aufgingen. Ganze Häuser brannten ab. In manchen Telefonleitungen gab es Spannungsspitzen von 1000 V.

1989 führte ein deutlich schwächerer Sonnensturm zum neunstündigen Ausfall vieler Kraftwerke in Kanada.

Seit dieser Zeit hat man immer mehr Kraftwerke gegen solche Überspannungen abgesichert.

Trotzdem wäre ein solcher Sonnensturm 2021 dramatischer. Unser Leben wird durch empfindliche Elektronik bestimmt. Wir navigieren mit Hilfe von GPS-Satelliten und organisieren uns durch Computernetzwerke.

All das könnte bei einem erneuten Sonnensturm schlichtweg zerstört werden.

Sonnenstürme sind eine gewaltige Bedrohung für die technische Zivilisation auf der Erde. Die anderen erleben ein wunderbares Schauspiel von Polarlichtern bis in die Äquatorregion. Sie können aber  wahrscheinlich niemandem mehr davon Bilder versenden...

Das bisher stärkste Ereignis war 1859. Damals gab es recht wenig Schaden, weil fast keine zerstörbare Technik auf der Erde war.

Etwa alle 150 Jahre sollte ein solch starker Sonnensturm auftreten.

Wir warten... wie üblich extrem schlecht vorbereitet...

Der Übeltäter 1921: