Physik des Weltraumwetters: Der erdnahe Raum

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Author: Jasper Vogel
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Physik y des Weltraumwetters: Der erdnahe Raum • • • • • • • • • •

Das Erdmagnetfeld: Entdeckungsgeschichte g p - offene und g geschlossene Magnetosphäre Strukturen in Feld, Plasma Teilchen Diskontinuitäten: Stoßwellen und Grenzschichten Stromsysteme, Magnetfeldlinien-parallele Ströme Strahlungsgürtel und Ringstrom Geomagnetische Stürme Magnetschweif und Teilstürme Ionosphäre und Plasmasphäre Plasmen und Dynamik des erdnahen Raums

Der erdnahe Raum

Quelle unseres Wissens: Satelliten

Satelliten-Blick auf das Nordlicht

Entdeckungsgeschichte • Galilei (1564-1642) benante die Aurora nach röm. Göttin • Gilbert (1600): Erdmagnetfeld dipolar • Graham G h (1722): (1722) E Erdmagnetfeld d tf ld zeitl. itl variabel i b l • Gauss (1838): Inneres und äußeres Erdmagnetfeld • Carrington (1859): Geomagnetische Aktivität und Sonne • Kelvin (1892) falsch: „... ist nicht von Sonne abhängig“ • Birkeland (1867-1917): • Terella Experiment elektrischer Ladungen im Magnetfeld • Aurora erzeugt durch electrisch geladene Teilchen • Chapman Ch (1930): (1930) K Kompression i und d erdnahe d h St Ströme ö (falsch: Ströme wegen atmosphärischer Bewegungen) • Bierman (1951), Alfven (1957), Parker (1958): Sonnenwind aus magnetisiertem Plasma • Dungey (1961) Offene Magnetosphäre durch Rekonnexion • Axford and Hines (1961) Viskose Wirkung des Sonnenwinds

Geschlossene Magnetosphäre Ein unendlich leitfähiger Sonnenwind strömt auf die magnetisierte Erde -> Geschlossenen Magnetosphäre (1950ties):

[Chapman and Ferraro, 1930] (Solar wind - „Stream Stream“ - from the left toward the „Earth“– mirrored words)

Viskose Wechselwirkung g (1961) ( ) Konvektion durch viskose (zähe) Wechselwirkung des Sonnenwinds mit dem Erdmagnetfeld [[Axford o d and a d Hines, es, 1961]

Offene Magnetosphäre [Dungey,1961] Zwei Zustände (A) Südwärts gerichetes Interplanetes BFeld -> starke Rekonnexion an Tagseite bestimmt Konvektion (B) Nordwärts ger. Interplanetares B-Feld -> R k Rekonnexion i nur hinterm Horn („Cusp“) („ p ) der Magnetosphäre,

Aktuell: Teil-geöffnete Magnetosphäre, sowohl Rekonnexion als auch Konvektion

Bug-Stoßwelle entdeckt in den 1960ern

Stoßwellen in Magnetoplasmen g p

„Magnetopause“ Left figure: “Closed” Closed magnetosphere inside the blue dashed „magnetopause“

Right figure: Red: „Open“ magnetospheric g p field lines: Reconnection connects

Magneto-plasma g p Diskontinuitäten

Magnetfluß-Transfer an Magnetopause

Innere Struktur der Magnetosphäre High latitudes: R Reconnection ti dominates at large scales and for IMF < 0 IMF > 0 and low latitudes: Th viscous The i interaction dominates, reconnection only at small scales

Magnetosphärische Ströme

Energiereiche Teilchen: Gyration und Spiegelbewegung in B-Feld

Adiabatische Invarianten erlauben Verständnis

Strahlungsgürtel und Ringströme

Strahlungsgürtel entdeckt 1958 durch Explorer 1 / van Allen, gefangene f energiereiche ((keV – MeV)) Elektronen, die in der MSP beschleunigt wurden.

Ringstrom und geomagnetische Stürme The horiontal component of the geomagnetic field, measured along l the th equator and g than averaged around the globe provides the measure Dst of the strength of the stormtime distortion of the magnetosphere

Physik des Teilsturms

Teilsturm-Dynamik y

Teilstürme und Aurora-Elektronen Enhanced westward electrojet in the ionosphere

jR

Reference: R. L. McPherron, Magnetospheric substorms, Rev. Geophys. Space Phys., 1979.

Bildung der Ionosphäre Neutral atmosphere and ionosphere are stratified according di to t the th known k barometric density law

where h

H= kBTn/mng is the barometric scale height g is the gravitational acceleration at z = 0 n0 is the plasma or the neutral density at z = 0

Solar ultraviolet radiation impinges at an angle χν, the radiation is than absorbed in the upper atmosphere where it creates ionization (also through g electron precipitation). p p ) I∞ is the flux on top of the layer.

Dämfung der solaren UV -Strahlung According to radiative transfer theory, the incident solar radiation is diminished with altitude along the ray path in the atmosphere:

Here σν is the radiation absorption cross section for radiation ((a p photon)) of the frequency q y ν. Solving g for the intensity yy yields:

This reveals an exponential decrease of the intensity of the solar ultraviolett radiation with height, the dashed line in the next figure. figure

Bildung der Chapman Schicht The number of electron-ion pairs locally produced by UV ionization, the photoionization rate per unit volume qν(z), is proportional to the ionization efficiency, efficiency κν , and absorbed radiation: qν(z) = κν σνnnI(z). This gives the Chapman production function, quoted and plotted below.

The location of the ionization maximum varies with time, season etc. Due to its importance for radio propagation it was called the F-layer, l t D and later d E layers l were discovered as well

Plasmasphäre & korotierendes Plasma

Von der Atmosphäre zur Magnetosphäre Besides the F-layer ionization maximum there are other, th side-maxima, id i permanent and temporary ones (D, E) in the ionosphere at the F-layer height g

The neutral gas density decreases with height, The degree of ionization rises to almost 100 % in the magnetosphere. The abundance of H+ rises with ith h height, i ht also l the th number b of He++ (solar origin), while The O+ abundance decreases

Plasmen im erdnahen Raum

Erdnaher Raum: Simulierte Dynamik … Realzeitsimulationen: