Bild des Monats

Das Magnetfeld eines Sonnenfleckes leitet magneto-akustische Wellen zu höheren atmosphärischen Schichten. In der oberen Photosphäre und unteren Chromosphäre werden Wellenmodi mit Perioden, die die akustische Abschneidefrequenz der Sonnenatmosphäre übersteigen, evaneszent. Die characteristische Abschneideperiode (engl. cut-off period) wird maßgeblich durch die atmosphärischen Gegebenheiten beeinflusst, so nimmt sie etwa mit einer größer werdenden Zenitinklination des Magnetfeldes zu. Dieser Zusammenhang wurde nun genutzt, um eine neue Technik zu entwickeln, die eine Rekonstruktion der Magnetfeldinklination auf Basis der dominierenden Wellenperioden in der Sonnenfleckenchromosphäre und oberen Photosphäre ermöglicht. 

Am 21. August 2013 wurde ein isolierter, kreisrunder Sonnenfleck (NOAA11823) für 58min in einem rein spektroskopischen Modus in mehreren Wellenlängen aufgenommen. Das Interferometric Bidimensional Spectro-polarimeter (IBIS) am Dunn Solar Telescope lieferte die...

Weiterlesen

Schon im Jahre 1611, kurz nach der Erfindung des Teleskopes, wurden Sonnenflecken beobachtet und wissenschaftlich analysiert. Johann Fabricus (1587 - 1616) beschrieb die Wanderung der Flecken und leitete daraus die Eigenrotation der Sonne ab. 1630 wurde die Umlaufdauer der Sonne von Christoph Scheiner bestimmt und auf 27 Tage festgelegt. Heute weiß man, dass die Sonne differentiel rotiert, also dass die Flecken in der Nähe des Äquators schneller rotieren als in höheren Breiten.

Mit Daten des Instruments HMI auf dem amerikanischen Satelliten SDO können seit 2010 die Positionen der Sonnenflecken mit bisher nicht möglicher Genauigkeit vermessen werden. In einer Arbeit am KIS wurde die Wanderung von 163 stabilen Sonnenflecken zwischen 2010 und 2015 vermessen. In der Abbildung ist die Winkelgeschwindigkeit der Flecken abhängig von dem beobachteten Breitengrad, ϑ, auf der Sonne gezeigt. Als Einheit wurde hier Grad/Tag gewählt. Eine Rotationsgeschwindigkeit von 14,4 Grad/Tag entspricht einer Rotationsperiode von 25 Tagen. Die Breitenabhängigkeit folgt dem Verlauf einer quadratischen Sinusfunktion: 14.421 (+/- 0.026) - 3.116 (+/- 0.179) sin...

Weiterlesen

Mit den ersten wissenschaftlichen Untersuchungen der kleinsten geometrischen Skalen des Magnetfeldes mithilfe des neuen GREGOR-Teleskops konnte ein herausragendes Ergebnis erzielt werden: in spektropolarimetrischen Daten, die mit GRIS aufgenommen wurden, zeigt sich, dass 35% der Fläche der Penumbra von einem magnetischen Rückfluss durchdrungen werden, d.h. die Magnetfeldlinien sind nicht alle gleich ausgerichtet, sondern zeigen in diesen Regionen die umgekehrte Polarität. Weil die zugehörige Feldstärke in diesen Regionen klein ist, beträgt der Anteil am gesamten magnetischen Fluss in der Penumbra nur 10%. Eine sorgfältige Analyse der Tiefenabhängigkeit des Magnetfeldes ergab, dass die umgekehrte Polarität nur in den tiefsten Schichten der Photosphäre vorhanden ist, welche mithilfe von vier Eisen-Linien im Spektralbereich von 1564,8 nm untersucht werden konnten. Diese tiefen Schichten sind mit dem Spektropolarimeter an Bord von HINODE nicht sichtbar, weil die dort verwendeten...

Weiterlesen

Aurorae, auch Polarlichter genannt, werden auf allen Planeten unseres Sonnensystems beobachtet, die ein Magnetfeld besitzen.  Die Leuchterscheinungen werden durch elektrische Ströme in der Magnetosphäre erzeugt, durch die bei polaren Breiten hochenergetische Elektronen in die oberen Atmosphärenschichten eindringen.  Bei den Gasriesen wird neben dem optischen Phänomen auch stark polarisierte Radiostrahlung im Kilo- und Megahertz-Frequenzbereich erzeugt.

Im Rahmen einer internationalen Zusammenarbeit ist das KIS mit Svetlana Berdyugina an einer Kampagne beteiligt, bei der gleichzeitig im optischen und im Radiobereich spektroskopische Beobachtungen eines Sterns durchgeführt werden, welcher im Herztsprung-Russell-Diagramm am Ende der stellaren Hauptreihe zu finden ist, an der Grenze zu den Braunen Zwergen.  Die von diesem Objekt empfangene Radio- und optische Strahlung wird auf ein System elektrischer Ströme zurückgeführt.  Im Gegensatz zu Sonnen-ähnlichen Sternen, bei denen die magnetische Aktivität durch Vorgänge in unteren Atmosphärenschichten angetrieben wird, laufen die Prozesse hier weit außerhalb in der Magnetosphäre ab, wobei die umgesetzte Energie anschließend an tiefer liegende Schichten weitergegeben wird.  Die beteiligten Energien sind dabei mindestens vier Größenordnungen höher als die in der Jupiter-Magnetosphäre.  Die Ergebnisse zeigen das Polarlichter ein wesentlicher Bestandteil ausgedehnter stellarer Magnetosphären sind und Leuchtkräfte erreichen können, welche diejenigen in unserem Sonnensystem weit übersteigen. Die beteiligten elektrischen Stromsysteme spielen möglicherweise auch ein Rolle bei den auf Braunen Zwergen beobachteten Wetterphänomenen.

...

Weiterlesen

Unser neues Teleskop, ein 14" Maksutov-Cassegrain-Teleskops (14'' entsprechen einer Öffnung von 35 cm), auf dem Schauinsland ist nun einsatzbereit und kann für Öffentlichkeits- und Ausbildungszwecke genutzt werden. Das Bild zeigt das Messier Objekt Nummer 51, auch bekannt als Strudelgalaxie (NGC 5194).

Weiterlesen

Die auffälligsten Wellenphänomen in der Sonnenfleckenatmosphäre stellen die sogenannten umbral flashes (umbralen Blitze) und running penumbral waves (laufende penumbrale Wellen) dar. In chromosphärischen Schichten erscheinen die umbral flashes als starke blitzartig wiederkehrende Erhellungen in der Sonnenfleckenumbra, wohingegen die running penumbral waves als dabei radial nach aussen laufende penumbrale Wellen auftreten. Optisch ähneln diese Phänomene den Welleneffekten eines ins Wasser fallenden Steines.

Mittels hochaufgelöster, vielschichtiger Beobachtungsdaten konnte in einer neuen Studie, die sich auf die Wellencharakteristika konzentriert, der photosphärische Ursprung der running penumbral waves nachgewiesen werden. Der sehr regelmäßige Sonnenfleck der aktiven Region NOAA 11823 wurde mit dem Interferometric BIdimensional Spectro-polarimeter (IBIS/DST) zeitgleich in verschiedenen photosphärischen und chromosphärischen Wellenlängen über eine Stunde hinweg beobachtet. Durch eine...

Weiterlesen

Magnetische Phänomene auf der Sonne und auf anderen Sternen werden durch Dynamoprozesse im Innern des Sterns angetrieben, die starke Magnetfelder in Form von Flecken auf der Photosphäre des Sterns erzeugen.
Die Photosphäre der Sonne wurde in vergangenen Jahren intensiv mit Atomlinien erforscht, aber um den dunkelsten und kältesten Teil von Sonnen- und Sternenflecken, die Umbra, zu untersuchen, ist die Verwendung von Moleküllinien von Vorteil, weil Atomlinien einen starken Beitrag von ausserhalb der Umbra erhalten, während einige Moleküllinien nur in den kühlen Flecken gebildet werden können, weil die effektive Temperatur der Photosphäre zu heiss ist für deren Bildung. Die Wahl des passenden Moleküls stellt also den Schlüssel zur eindeutigen Messung von Magnetfeldern in nicht aufgelösten Flecken dar, wo die Moleküle gebildet werden. Außerdem weisen Moleküle eine hohe Sensitivität für Temperatur, Druck und Magnetfelder auf und sind dadurch einzigartige Werkzeuge für das Studium von...

Weiterlesen

Auf dem Gebiet der Wissenschaft von Exoplaneten wird Polarimetrie mehr und mehr zu einer vielversprechenden Methode, um Exoplaneten zu entdecken und zu charakterisieren. Wenn vorüberziehende Exoplaneten ein polarimetrisches Signal erzeugen, sollte dies die Symmetrie in der Intensitätsverteilung des integrierten Sonnenlichts brechen. In der HotMol-Gruppe am Kiepenheuer-Institut wurde dies anhand von Linearpolarisation in Modellen untersucht. Da die Symmetriebrechung auch durch "Sternenflecken" erzeugt werden könnte, wurde dies in den Modellen entsprechend berücksichtigt.

Weiterlesen

Dargestellt wird eine Methode zur direkten Erfassung bzw. Bestimmung des stochastischen Gravitationswellen-Hintergrunds (SBGW) bei mHz- und Hz-Frequenzen durch helio-seismische Beobachtungen. Die Brauchbarkeit des Ansatzes konnte durch die Herleitung einer direkten Obergrenze bei etwa 0,17 mHz sowohl auf der astrophysikalischen als auch auf der kosmologischen Komponente der SBGW nachgewiesen werden.

Man nimmt an, dass das Universum von einem stochastischen Gravitationsstrahlungs-Hintergrund astrophysikalischen und kosmologischen Ursprungs durchdrungen ist. Die Beobachtung dieses Hintergrunds durch konventionelle, auf elektromagnetischen Wellen basierenden Methoden ist nicht möglich. In den letzten Jahren wurden vermehrt Experimente durchgeführt, bei denen die Obergrenzen der Amplitude dieses Hintergrunds bei unterschiedlichen Frequenzen lag. Allerdings ist die astrophysikalisch interessante Bandbreite zwischen 10-4 und 1 Hz noch weitgehend unerforscht. Boughn & Kuhn (1984) zeigten,...

Weiterlesen

Numerische Simulationen der Oberflächenschichten von vier Zwergsternmodellen mit effektiven Temperaturen von 4000 K , 5000 K , 5770 K (Sonne) und 6500 K, entsprechend den Spektraltypen M3 , K3 , G2, bzw. F5 wurden ausgeführt. Alle Modelle zeigen helle, filamentartige Strukturen im intergranularen Raum, welche durch kleine Magnetflusskonzentrationen verursacht werden (siehe Abbildung).

Weiterlesen