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Kleinskalige Magnetfelder der Sonne und ihr Einfluß auf Chromosphäre, Übergangszone und Korona

dc.contributor.advisorKneer, Franz Prof. Dr.de
dc.contributor.authorWilken, Volkerde
dc.date.accessioned2001-09-21T15:29:17Zde
dc.date.accessioned2013-01-18T13:29:25Zde
dc.date.available2013-01-30T23:50:56Zde
dc.date.issued2001-09-21de
dc.identifier.urihttp://hdl.handle.net/11858/00-1735-0000-0006-B43B-4de
dc.identifier.urihttp://dx.doi.org/10.53846/goediss-2606
dc.description.abstractWährend einer koordinierten internationalen Beobachtungskampagne mit den bodengebundenen Teleskopen GCT (Gregory-Coudé-Teleskop) und VTT (Vakuum-Turm-Teleskop) sowie dem UV/EUV-Teleskop SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) an Bord der Raumsonde SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) wurde ein Gebiet mit kleinskaligen Magnetfeldstrukturen aus dem Bereich des chromosphärischen Netzwerkes in Sonnenscheibenmitte über drei Stunden in der photosphärischen Fe I-Linie bei 630,25 nm, der chromosphärischen Ca II K-Linie bei 393,0 nm, der ebenfalls aus der Chromosphäre stammenden C I-Linie bei 156,10 nm, der in der Übergangszone entstehenden C IV-Linie bei 154,82 nm und der koronalen Ne VIII-Linie bei 77,04 nm in Form einer rotationskompensierten Zeitserie aufgenommen. Dem mit zweidimensionalen spektropolarimetrischen Methoden ermittelten Datensatz in der Fe I-Linie wurden Informationen über das photosphärische Magnetfeld entnommen und in Form eines Bildsatzes aufbereitet, der als Ausgangspunkt für Magnetfeldextrapolationsrechnungen in Potentialfeldnäherung diente. Aus den Spektren aller Linien wurden ferner Raum-Zeit-Diagramme der Intensitäts- und Geschwindigkeitsverteilung und aus den SUMER-Spektren darüber hinaus Wellenlängen-Zeit-Diagramme erstellt. Diese Datensätze erlaubten in der Zusammenschau die komplizierten und hoch dynamischen Prozesse des solaren Plasmas räumlich und zeitlich zu erfassen. So konnte beispielsweise beobachtet werden, daß, obgleich korrelierte Aufhellungen in den unterschiedlichen EUV-Linien bei schwächerer Intensität vorkommen, besonders in den Fällen explosiver Ereignisse und starker Aufhellungen keine simultanen Reaktionen in den C IV- und Ne VIII-Spektren erfolgten. Auch sonst scheint die Dynamik der Ne VIII-Linie im wesentlichen unabhängig von der der C IV-Linie zu sein. Weiterhin konnte im Bereich einer etwa zwölfminütigen Ausbruchsfolge explosiver Ereignisse ein stark variierendes Magnetfeld positiver Polarität nachgewiesen werden. Darüber hinaus wurde festgestellt, daß die Aufhellungen der aus höheren Schichten der Sonnenatmosphäre stammenden EUV-Linien die magnetische Signatur auf photosphärischem Niveau nicht nachzeichnen. Es ist daher sehr schwierig die Ursachen für die Aufhellungen in der Übergangsregion und unteren Korona direkt, aus der Dynamik photosphärischer Magnetfelder abzuleiten. Magnetohydrodynamische Überlegungen lassen in der einige 1000 km dicken Schicht zwischen Photosphäre und unterer Korona, die durch dramatische Abnahme des Drucks und der Dichte sowie einem massiven Anstieg der Temperatur geprägt ist, relativ komplizierte Magnetfeldkonfigurationen sehr wahrscheinlich erscheinen. So weiten sich z.B. mit abnehmendem Druck magnetische Flußröhren stark auf (Canopy-Effekt). Auch können Flußröhren aufgrund dynamischer Ereignisse stark gekrümmt, verdrillt oder anderweitig verformt sein. Es wären dann diese komplexen und darüber hinaus dynamischen magnetischen Strukturen des solaren Plasmas, die an Orten in höheren Schichten zu Aufhellungen führen, die geometrisch keinerlei Ähnlichkeit zu den Mustern der magnetischen Gebiete auf photosphärischem Niveau haben.de
dc.format.mimetypeapplication/pdfde
dc.language.isoengde
dc.rights.urihttp://webdoc.sub.gwdg.de/diss/copyrdiss.htmde
dc.titleKleinskalige Magnetfelder der Sonne und ihr Einfluß auf Chromosphäre, Übergangszone und Koronade
dc.typedoctoralThesis
dc.title.translatedSmall-Scale Solar Magnetic Fields and their Influence upon Chromosphere, Transition Region and Coronade
dc.contributor.refereeMarsch, Eckart Prof. Dr.de
dc.date.examination2001-06-28de
dc.subject.dnb530 Physikde
dc.description.abstractengDuring coordinated international observation campaign with the ground-based telescopes GCT (Gregory-Coudé-Telescope) and VTT (Vacuum-Tower-Telescope) and the UV/EUV Telescope SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) on board the space probe SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) a region of small-scale magnetic field structures that belong to the chromospheric network in the center of the solar disk were recorded as a rotation compensated time series for about three hours using the photospheric Fe I line at 630.25 nm, the chromospheric Ca II K line at 393.3 nm, the C I line at 156.10 nm which also belongs to the chromosphere, the C IV line at 154.82 nm which originates in the transition region and the coronal Ne VIII line at 77.04 nm. Information about the photospheric magnetic field was taken from the data set which was generated in the Fe I line using the method of two-dimensional spectro-polarimetry and was presented as a set of images. These images were the basic information source for calculations of magnetic field extrapolation in potential field approximation. Space-time-diagrams from spectra of all lines of intensity and velocity distribution were provided, furthermore wavelength-time-diagrams were assembled from spectra of UV/EUV lines which were observed by the SUMER instrument. In a synoptic view these data sets permit a comprehension of complex and highly dynamic processes of the solar plasma in both a spatial and temporal way. So, for example one could note that despite of the fact that correlated brightenings in different EUV lines at lower intensity can be seen, especially in cases of explosive events and strong brightenings no simultanious reactions in the C IV and the Ne VIII spectra occurred. Basically, the dynamics of the Ne VIII line seem to be almost independent of the C IV line. Moreover during a twelve minute burst of explosive events a highly variable magnetic field of positive polarity could be identified. In addition it has been discovered that the brightenings of the EUV lines which belong to higher layers of the solar atmosphere do not match the magnetic patterns on the photospheric level. That is why it is difficult to deduce the causes of brightenings in the transition region and lower corona directly from the dynamics of the photospheric magnetic fields. In the several thousand kilometers enclosing layer between the photosphere and the lower corona, which is characterized by a dramatic decrease of pressure and density as well as a massive increase of temperature, magneto-hydrodynamic considerations let appear relative complicated magnetic field configurations very plausible. For example, magnetic flux tubes expand substantially with decreasing pressure (canopy-effect). Due to dynamic events flux tubes can also be strongly bent, twisted or deformed in other ways. So those complex and also dynamically magnetic structures of the solar plasma, which in higher layers leed to brightenings, show geometrically no similarity to the pattern of the magnetic areas on the photospheric level.de
dc.subject.topicMathematics and Computer Sciencede
dc.subject.gerGCTde
dc.subject.gerVTTde
dc.subject.gerSUMERde
dc.subject.gerSOHOde
dc.subject.gerUV/EUV-Teleskopde
dc.subject.gerSpektroskopiede
dc.subject.gerPolarimetriede
dc.subject.gerseeingde
dc.subject.gerSonnede
dc.subject.gerMagnetfeldde
dc.subject.gerchromosphärisches Netzwerkde
dc.subject.gerPhotosphärede
dc.subject.gerChromosphärede
dc.subject.gerÜbergangszonede
dc.subject.gerKoronade
dc.subject.gerexplosive Ereignissede
dc.subject.germagnetische Flußröhrende
dc.subject.germagnetische Strukturende
dc.subject.gerzweidimensionale Spektropolarimetriede
dc.subject.engGCTde
dc.subject.engVTTde
dc.subject.engSUMERde
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dc.subject.engUV/EUV Telescopede
dc.subject.engspectroscopyde
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dc.subject.engmagnetic fieldde
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dc.subject.engmagnetic structuresde
dc.subject.engtwo-dimensional spectro-polarimetryde
dc.subject.bk39.51de
dc.identifier.urnurn:nbn:de:gbv:7-webdoc-1254-0de
dc.identifier.purlwebdoc-1254de
dc.affiliation.instituteFakultät für Physikde
dc.subject.gokfullTGC 100: Sonnenbeobachtung {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTGC 300: Sonnenspektrum {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTGC 500: Sonnenaktivität {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTGC 740: Sonnenatmosphärede
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dc.subject.gokfullRPC 380: Polarisation {Physik: Optische Wellen}de
dc.subject.gokfullRPR 200: Zeeman-Effekt {Physik: Elektro- und Magneto-Optik}de
dc.subject.gokfullRPV 200: Optische Instrumente {Physik}de
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dc.subject.gokfullTeleskop {Physik: Optik}de
dc.subject.gokfullRPV 340: Filter {Physik: Optik}de
dc.subject.gokfullRPV 700: Arbeitsverfahren mit Hilfe optischer Instrumente {Physik}de
dc.subject.gokfullRQE 500: Strahlung im sichtbaren Bereich {Physik}de
dc.subject.gokfullRQE 600: Strahlung im ultravioletten Bereich {Physik}de
dc.subject.gokfullRR 000: Spektroskopie {Physik}de
dc.subject.gokfullRRC 000: Spektroskopie im sichtbaren Bereich {Physik}de
dc.subject.gokfullRRD 000: Ultraviolettspektroskopie {Physik}de
dc.subject.gokfullTC 000: Astronomische Beobachtungstechnik und Instrumentede
dc.subject.gokfullTC 200: Weltraumbasierte astronomische Beobachtungende
dc.subject.gokfullTCE 200: Teleskope {Astronomische Instrumente}de
dc.subject.gokfullTCG 000: Astronomische Optikde
dc.identifier.ppn343249960


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