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Physik des Weltraumwetters:yDer erdnahe Raum

• Das Erdmagnetfeld: Entdeckungsgeschichte• Magnetosphäre - offene und geschlosseneg p g• 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

G h (1722) E d tf ld itl i b l• Graham (1722): Erdmagnetfeld zeitl. variabel• Gauss (1838): Inneres und äußeres Erdmagnetfeld• Carrington (1859): Geomagnetische Aktivität und SonneCarrington (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

Ch (1930) K i d d h St ö• Chapman (1930): Kompression und erdnahe Ströme (falsch: Ströme wegen atmosphärischer Bewegungen)• Bierman (1951), Alfven (1957), Parker (1958):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 MagnetosphäreEin unendlich leitfähigerleitfähiger Sonnenwind strömt auf die magnetisierte Erde -> GeschlossenenGeschlossenen Magnetosphäre(1950ties):(1950ties):

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

Viskose Wechselwirkung (1961)g ( )

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

Offene Magnetosphäre [Dungey,1961]Zwei Zustände(A) Südwärts

gerichetes Interplanetes B-Feld -> starkeFeld -> starke Rekonnexion an Tagseite bestimmt Konvektion

(B) Nordwärts ger.(B) Nordwärts ger. Interplanetares B-Feld -> R k iRekonnexion nur hinterm Horn („Cusp“) der („ p )Magnetosphäre,

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

Bug-Stoßwelle entdeckt in den 1960ern

Stoßwellen in Magnetoplasmeng p

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

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

Magneto-plasma Diskontinuitäteng p

<- Geschlossene Magnetosphäre

0= 0

Offene Magnetosphäre ->

Magnetfluß-Transfer an Magnetopause

Innere Struktur der MagnetosphäreHigh latitudes: R tiReconnection dominates at large scaleslarge scales and for IMF < 0

IMF > 0 andlow latitudes:Th iThe viscous interaction dominates,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,f ( )gefangene energiereiche (keV – MeV) Elektronen, die in der

MSP beschleunigt wurden.

Ringstrom und geomagnetische Stürme

The horiontalcomponent ofcomponent ofthe geomagnetic field, measuredl thalong the

equator and than averagedgaround the globe providesthe measure Dstthe measure Dstof the strengthof the storm-time distortion of the magnetospheremagnetosphere

Physik des Teilsturms

Teilsturm-DynamikTeilsturm-Dynamikyy

Teilstürme und Aurora-ElektronenTeilstürme und Aurora-Elektronen

Enhanced Enhanced westward electrojetin theionosphere

westward electrojetin theionosphere

jRjRjRjR

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

Bildung der IonosphäreNeutral atmosphere and ionosphere are stratified

di t th kaccording to the known barometric density law

hwhere

H= kBTn/mngis the barometric scale height Solar ultraviolet radiation impinges

at an angle χν, the radiation is than g is the gravitational acceleration at z = 0

n is the plasma or the

absorbed in the upper atmosphere where it creates ionization (also through electron precipitation). n0 is the plasma or the

neutral density at z = 0

g p p )

I∞ is the flux on top of the layer.

Dämfung der solaren UV -StrahlungAccording 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 photon) of the frequency ν. Solving for the intensity yields:( p ) q y g y y

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

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

The location of theionization maximumionization maximum varies with time, season etc. Due to its importanceDue to its importance for radio propagation itwas called the F-layer,l t D d E llater D and E layers were discovered as well

Plasmasphäre & korotierendes Plasma

Von der Atmosphäre zur MagnetosphäreBesides the F-layer ionization maximum there

th id iare other, side-maxima,permanent and temporary ones (D, E) in the ionosphere

at the F-layerheightg

The neutral gas densityThe neutral gas density decreases with height,The degree of ionization rises to almost 100 % in theto almost 100 % in the magnetosphere.The abundance of H+ rises

ith h i ht l th bwith height, also the number of He++ (solar origin), while The O+ abundance decreases

Plasmen im erdnahen Raum

Erdnaher Raum: Simulierte Dynamik… Realzeitsimulationen: