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Astronomie

Forschungsbericht (importiert) 2010 - Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

Die Ionenladung solarer energetischer Teilchen: Ein Schlüssel zur Lokalisierung der Beschleunigungsregion

The ionic charge of solar energetic particles: a key for the localisation of the acceleration region

Autoren

Klecker, Berndt

Abteilungen

Weltraumplasmaphysik (Dr. Götz Paschmann)
MPI für extraterrestrische Physik, Garching

Die mittlere Ionenladung solarer energetischer Teilchen lässt einen Schluss auf die Quelle der Ionen und auf die Beschleunigungsregion zu. In graduellen Ereignissen wird für Eisen-Ionen bei Energien < 0,5 MeV/Nukleon eine mittlere Ladung von Qm ≈ 10 beobachtet, was auf den solaren Wind als Quelle der Teilchen und auf die Beschleunigung durch koronale oder interplanetare Stoßwellen schließen lässt. In impulsiven Ereignissen steigt Qm(Fe) im Energiebereich 0,1–0,5 MeV/Nukleon stark an, was nur durch Beschleunigung und Ionisation in einem Plasma hoher Dichte in Höhen von < 0,3×Sonnenradius erklärbar ist.
The mean ionic charge of solar energetic particles provides critical information for the determination of the source and the acceleration region of the ions. Gradual events show at energies < 0.5 MeV/amu a mean ionic charge of Qm ≈ 10 for iron ions, suggesting a solar wind origin and acceleration by coronal or interplanetary shock waves. Impulsive events show a large increase of Qm(Fe) at 0.1–0.5 MeV/amu from 11 to 20. This can only be explained by acceleration and ionisation in a plasma of sufficiently high density in the low corona, at altitudes of < 0.3 RS (RS: solar radius).

Rückblick

Schematische Darstellung der Beschleunigung solarer Teilchen in solaren Flares sowie von interplanetaren Stoßwellen, getrieben durch koronale Massenau
Schematische Darstellung der Beschleunigung solarer Teilchen in solaren Flares sowie von interplanetaren Stoßwellen, getrieben durch koronale Massenauswürfe.

Die in den letzten 25 Jahren gefundenen systematischen Unterschiede der Elementhäufigkeiten schwerer Ionen (z. B. Fe/O), der Isotopenzusammensetzung (z. B. 3He/4He) sowie der mittleren Ionenladung (insbesondere für Fe) führten zur Einteilung der solaren Teilchenereignisse in zwei Klassen – in impulsive und graduelle Ereignisse [1,2]. Dabei folgte man einer Klassifizierung von Flares entsprechend der Emissionsdauer weicher Röntgenstrahlung: (1) Graduelle Ereignisse zeigen eine hohe Intensität von Ionen im interplanetaren Raum, ein kleines Elektronen zu Protonen Verhältnis, mittlere Elementhäufigkeiten ähnlich zu koronalen Elementhäufigkeiten sowie mittlere Ionenladungen, die mit Temperaturen von 1–2×106 K kompatibel sind (z. B. Qm ≈ 10 für Fe), wie sie auch für die Korona und den solaren Wind charakteristisch sind. Diese Ereignisse zeigen weiche Röntgenemission auf einer Zeitskala von Stunden und sind mit koronalen Massenauswürfen korreliert, die ihrerseits koronale und interplanetare Stoßwellen treiben. Teilchen werden an der Stoßwelle über einen weiten Bereich solarer Länge beschleunigt, breiten sich entlang des interplanetaren Magnetfeldes aus, bis sie schließlich die Umlaufbahn der Erde in einem weiten Bereich solarer Länge erreichen. Dies ist schematisch in Abbildung 1 dargestellt. (2) Impulsive Ereignisse zeigen niedrige Ionenflüsse im interplanetaren Raum, hohe Elektronen zu Protonen Verhältnisse, erhöhte Häufigkeiten schwerer Ionen (für Eisen z. B. um einen Faktor 10 relativ zu Sauerstoff) und bis zu 104 erhöhte Häufigkeiten von 3He relativ zu 4He. Außerdem wurde in diesen Ereignissen eine höhere mittlere Ladung schwerer Ionen beobachtet, z. B. ≈14 für Silizium und ≈20 für Eisen. Dies wurde als Indiz für hohe Temperaturen von ca. 107 K in der Quellregion angesehen. Diese Ereignisse sind mit kurzer Emission weicher Röntgenstrahlung korreliert und der Beschleunigungsprozess hängt eng mit dem Flare zusammen. Diese „Flare-Teilchen“ können einen Satelliten nahe der Erdumlaufbahn nur in einem kleinen Bereich solarer Länge erreichen, der mit dem Beschleunigungsgebiet magnetisch verbunden ist (Abb. 1).

Messtechnik

Die Forschungsgruppe „Weltraumplasmaphysik“ am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik spielte bei der Entwicklung der Techniken zur Bestimmung der Ionenladung energetischer Teilchen eine führende Rolle. Im Energiebereich von etwa 0,01 bis 3 MeV/Nukleon lieferten Techniken mit elektrostatischer Ablenkung und Bestimmung der Ablenkung mit positionsempfindlichen Detektoren die ersten direkten Messungen der Ionenladung. Bei höheren Energien wurden erstmals mit dem Satelliten SAMPEX (Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer, Start 1992) die Bestimmung der Ionenladung für die Elemente im Massenbereich Kohlenstoff bis Eisen und im weiten Energiebereich von ca. 0,3–70 MeV/Nukleon möglich, wobei das Magnetfeld der Erde in der niedrigen polaren Umlaufbahn von SAMPEX als magnetisches Spektrometer genutzt wurde. Experimente auf SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, Start 1995) und ACE (Advanced Composition Explorer, Start 1997) mit wesentlich verbesserter Empfindlichkeit ermöglichten in den letzten 10 Jahren erstmals die systematische Analyse von vielen graduellen und impulsiven solaren Ereignissen im Energiebereich 0,01–0,5 MeV/Nukleon [3].

Neue Ergebnisse bei graduellen und impulsiven Ereignissen

Anstieg der mittleren Ionenladung von Eisen-Ionen in drei typischen impulsiven Ereignissen [6]. Der Messpunkt bei Energien von 0,01–0,1 MeV/Nukleon is Bild vergrößern
Anstieg der mittleren Ionenladung von Eisen-Ionen in drei typischen impulsiven Ereignissen [6]. Der Messpunkt bei Energien von 0,01–0,1 MeV/Nukleon ist ein Mittelwert von drei Ereignissen [7], der Messpunkt bei hohen Energien um ≈1 MeV/Nukleon ist der aus früheren Messungen bekannte Wert für impulsive Ereignisse. Die punktierten Linien zeigen die Gleichgewichtsladung, die sich in einem Plasma bei 1,2×106 K, 3×106 K und 107 K als Funktion der Ionengeschwindigkeit einstellt [7] . [weniger]

Ein überraschendes Ergebnis der mit SAMPEX, SOHO und ACE erstmals möglichen Bestimmung der Ionenladung über einen weiten Energiebereich war eine starke Variation der mittleren Ionenladung mit der Energie, insbesondere für Eisen-Ionen. In graduellen Ereignissen wurde ein starker Anstieg der mittleren Ladung von Eisen- Ionen von 9–11 bei etwa 0,3 MeV/Nukleon auf 18–20 bei ca. 40 MeV/Nukleon beobachtet. Bei niedrigen Energien (Abbildung 2 zeigt den Anstieg der mittleren Ladung von Eisen- Ionen für drei typische impulsive Ereignisse [6].

Energieabhängigkeit der Ionenladung in impulsiven Ereignissen

Ein starker Anstieg der Ionenladung in einem engen Energiebereich 6 K, 3×106 K und 107 K angenommen. Die neuen Messungen bei Energien m ≈11–15 für Fe bei niedrigen Energien nicht mit der früheren Interpretation einer hohen Temperatur im Quellgebiet verträglich sind.

Ein Modell für Beschleunigung und Ausbreitung

Die Panels zeigen (von oben) die Winkelverteilung, die Intensität und die Anisotropie von Eisen Ionen im Energiebereich 0,33–0,66 MeV/Nukleon, sowie d Bild vergrößern
Die Panels zeigen (von oben) die Winkelverteilung, die Intensität und die Anisotropie von Eisen Ionen im Energiebereich 0,33–0,66 MeV/Nukleon, sowie die Richtung des interplanetaren Magnetfeldes. Aus dem Vergleich mit Modellrechnungen ergeben sich die mittlere freie Weglänge λr = 0,8 AE und die zeitliche Abhängigkeit der Injektion an der Sonne. [weniger]

Der Anstieg der Ionenladung mit der Energie wird typischerweise bei einer um einen Faktor von 2 niedrigeren Energie beobachtet, als mit dem Gleichgewichtsmodell berechnet (Abb. 2). Dieser Unterschied zwischen beobachteten Ladungsspektren und dem Gleichgewichtsmodell ist auf zwei Näherungen zurückzuführen. Einmal können Ionen das Beschleunigungsgebiet verlassen, bevor das Ladungsgleichgewicht erreicht ist. Zum Anderen verlieren Ionen auf dem Weg vom Beschleunigungsgebiet an der Sonne bis zur Erde bei 1 AE (AE: Astronomische Einheit) im expandierenden solaren Wind einen signifikanten Teil ihrer Energie (adiabatische Dezeleration genannt), bei Energien

Dies resultiert bei einer mittleren Ladung Qm(E) an der Sonne in der Nähe der Erde in der gleichen Ladung bei einer kleineren Energie E’. Für einen quantitativen Vergleich der beobachteten Ladungen mit Modellrechnungen sind daher realistische Modelle notwendig, die neben der Beschleunigung, Ionisierung und Ausbreitung an der Sonne auch den interplanetaren Transport beinhalten. In diesen Modellen werden die als Funktion der Zeit gemessenen Intensitäten und Anisotropien von Teilchen verschiedener Masse und Ladung (z. B. Elektronen, Protonen, Helium, Eisen) mit Modellen der interplanetaren Ausbreitung verglichen, um daraus die Injektions-Zeit Profile an der Sonne und die Parameter der interplanetaren Ausbreitung abzuleiten. Abbildung 3 zeigt als Beispiel die aus den Intensitäts- und Anisotropie-Zeit Profilen von Eisen-Ionen abgeleitete mittlere freie Weglänge (λr = 0,8 AE) der interplanetaren Ausbreitung für ein impulsives Ereignis am 1. Mai 2000.

Links: Ergebnis der Modellrechnung für die Energieabhängigkeit der Ionenladung. Die gestrichelten und durchgezogenen Linien geben das Ladungsspektrum Bild vergrößern
Links: Ergebnis der Modellrechnung für die Energieabhängigkeit der Ionenladung. Die gestrichelten und durchgezogenen Linien geben das Ladungsspektrum des Beschleunigungsmodells an der Sonne und bei 1 AE an. Die roten Linien zeigen zum Vergleich das Ergebnis eines Modells mit nur einer Region, das wesentlich flacher verläuft als die Messung. Rechts: Energiespektrum von Eisen-Ionen an der Sonne (Injektionsspektrum, gestrichelt) und bei 1 AE (durchgezogene Linie). [weniger]

Als nächstes werden die Energie- und Ladungsspektren an der Sonne mit einem Beschleunigungsmodell berechnet, das statistische Beschleunigung, Ionisations- und Rekombinationsprozesse, Coulomb-Verluste, und diffusive Ausbreitung im Beschleunigungsgebiet einschließt. Die Modellparameter sind dabei N•tA, tA/tD und Te, wobei N und Te Plasmadichte und -temperatur, und tA, tD die Zeitskalen für Beschleunigung und diffusive Ausbreitung in der Quellregion an der Sonne sind. Die aus dem Beschleunigungsmodell erhaltenen Energie- und Ladungsspektren werden im letzten Schritt der Modellrechnung als Injektionsspektren im Modell für interplanetare Ausbreitung verwendet, mit dem die entsprechenden Spektren in der Nähe der Erde berechnet werden. Abbildung 4 zeigt als Beispiel die Ionenladung von Eisen-Ionen als Funktion der Energie (links) und die Energiespektren im impulsiven Ereignis vom 1. Mai 2000 (rechts). Die Modellrechnungen zeigen auch, dass der sehr steile Anstieg der Ladung um 4–8 Ladungseinheiten, wie er für Eisen-Ionen mehrfach beobachtet wurde, meist nur durch Beiträge von zwei Regionen unterschiedlicher Temperatur reproduziert werden kann. Diese zwei Regionen könnten z. B. zwei Magnetfeldbögen mit unterschiedlichen Plasmaparametern sein.

Für das solare Ereignis am 1. Mai 2000 ergab der Vergleich der Messungen mit den Modellrechnungen z. B. λr = 0,8 AE, und Te = 106 K, N•tA = 9×1010 s cm-3, tA/tD = 0,08 für Region 1, Te = 1,58×107 K, N•tA = 1011 s cm-3, tA/tD = 0,2 für Region 2 [8]. Mit diesen Modellparametern konnten sowohl die Energiespektren als auch die Abhängigkeit der Ionenladung von Energie reproduziert werden (Abb. 4).

Implikationen für die Beschleunigungsregion in impulsiven Ereignissen

Die Modellrechnungen zeigen, dass der starke Anstieg der Ionenladung von Eisen-Ionen im Energiebereich A ≈1011 s cm-3 erfordert. Wenn wir, in Übereinstimmung mit der Beobachtung von Röntgenstrahlung und Elektronen in solaren Flares, für die Beschleunigung eine Zeitskala von etwa 10 bis 100 s annehmen, so entspricht N•tA ≈ 1011 s cm-3 einer Plasmadichte von 109–1010 cm-3, d. h. die Ionisierung und Beschleunigung der Ionen findet in der unteren Korona der Sonne statt, in Höhen von S (RS: Sonnenradius) über der Photosphäre. Die beobachtete große Variabilität der Energieabhängigkeit kann durch unterschiedliche Beschleunigungsraten und Plasmaparameter (Dichte, Temperatur) in der Beschleunigungsregion, sowie unterschiedliche Ausbreitungsparameter im interplanetaren Raum erklärt werden. Die mittlere Ladung schwerer Ionen in graduellen Ereignissen, insbesondere für die Teilchen bei

Originalveröffentlichungen

1.
H. V. Cane, D. Lario:
An introduction to CMEs and energetic particles.
2.
B. Klecker, H. Kunow, H. V. Cane, S. Dalla, B. Heber, K. Kecskemety, K.-L. Klein, J. Kota, H. Kucharek, D. Lario, M. A. Lee, M. A. Popecki, A. Posner, J. Rodriguez-Pacheco, T. Sanderson, G. M. Simnett, E. C. Roelof:
Energetic particle observations, Report of Working Group 3.
3.
B. Klecker, E. Möbius, M. A. Popecki:
Solar energetic particle charge states: an overview.
4.
B. Klecker, E. Möbius, M. A. Popecki, L. M. Kistler:
Ionic charge states of heavy ions associated with interplanetary shocks at 1 AU.
5.
R. DiFabio, Z. Guo, E. Möbius, B. Klecker, H. Kucharek, G. M. Mason, M. Popecki:
Energy dependent ionic charge states and their connection with ion abundances in impulsive solar energetic particle events.
6.
B. Klecker, E. Möbius, M. A. Popecki:
Ionic charge states of solar energetic particles: a clue to the source.
7.
B. Klecker, E. Möbius, M. A. Popecki:
Observation of energy-dependent ionic charge states in impulsive solar energetic particle events.
8.
Y. Y. Kartavykh, W. Dröge, B. Klecker, G. M. Mason, E. Möbius, M. Popecki, S. Krucker:
Evidence of a two-temperature source region in the 3He-rich solar energetic particle event of 2000 May 1.
 
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