Physik des Weltraumwetters: Der erdnahe Raum

Transkript

1 Physik des Weltraumwetters: Der erdnahe Raum Das Erdmagnetfeld: Entdeckungsgeschichte Magnetosphäre - offene und geschlossene 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

2 Der erdnahe Raum

3 Quelle unseres Wissens: Satelliten

4 Satelliten-Blick auf das Nordlicht

5 Entdeckungsgeschichte Galilei ( ) benante die Aurora nach röm. Göttin Gilbert (1600): Erdmagnetfeld dipolar Graham (1722): Erdmagnetfeld zeitl. variabel Gauss (1838): Inneres und äußeres Erdmagnetfeld Carrington (1859): Geomagnetische Aktivität und Sonne Kelvin (1892) falsch:... ist nicht von Sonne abhängig Birkeland ( ): Terella Experiment elektrischer Ladungen im Magnetfeld Aurora erzeugt durch electrisch geladene Teilchen Chapman (1930): Kompression und erdnahe Ströme (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

6 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)

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

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

9 Aktuell: Teil-geöffnete Magnetosphäre, owohl Rekonnexion als auch Konvektion

10 Bug-Stoßwelle entdeckt in den 1960ern

11 Stoßwellen in Magnetoplasmen

12 Magnetopause Left figure: Closed magnetosphere inside the blue dashed magnetopause Right figure: Red: Open magnetospheric field lines: Reconnection connects

13 Magneto-plasma Diskontinuitäten <- Geschlossene Magnetosphäre = 0 Offene Magnetosphäre ->

14 Magnetfluß-Transfer an Magnetopause

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

16 Magnetosphärische Ströme

17 Energiereiche Teilchen: Gyration und Spiegelbewegung in B-Feld Adiabatische Invarianten erlauben Verständnis

18 Strahlungsgürtel und Ringströme Strahlungsgürtel entdeckt 1958 durch Explorer 1 / van Allen, gefangene energiereiche (kev MeV) Elektronen, die in der MSP beschleunigt wurden.

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

20 Physik des Teilsturms

21 Teilsturm-Dynamik

22 Teilstürme und Aurora-Elektronen Enhanced westward electrojet in the ionosphere j R Reference: R. L. McPherron, Magnetospheric substorms, Rev. Geophys. Space Phys., 1979.

23 Bildung der Ionosphäre Neutral atmosphere and ionosphere are stratified according to the known barometric density law where H= k B T n /m n g is the barometric scale height g is the gravitational acceleration at z = 0 n 0 is the plasma or the neutral density at z = 0 Solar ultraviolet radiation impinges at an angle χ ν, the radiation is than absorbed in the upper atmosphere where it creates ionization (also through electron precipitation). p I is the flux on top of the layer.

24 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 σ ν is the radiation absorption cross section for radiation (a photon) of the frequency ν. Solving for the intensity yields: This reveals an exponential decrease of the intensity of the solar ultraviolett radiation with height, the dashed line in the next figure.

25 Bildung der Chapman Schicht The number of electron-ion pairs locally produced by UV ionization, the photoionization rate per unit volume q ν (z), is proportional to the ionization efficiency, κ ν, and absorbed radiation: q ν (z) = κ ν σ ν n n I(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, later D and E layers were discovered as well

26 Plasmasphäre & korotierendes Plasma

27 Von der Atmosphäre zur Magnetosphäre Besides the F-layer ionization maximum there are other, side-maxima, i permanent and temporary ones (D, E) in the ionosphere at the F-layer height The neutral gas density decreases with height, The degree of ionization rises to almost 100 % in the magnetosphere. The abundance of H + rises with height, ht also the number of He ++ (solar origin), while The O + abundance decreases

28 Plasmen im erdnahen Raum

29 Erdnaher Raum: Simulierte Dynamik Realzeitsimulationen: