MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999

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Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

1. Physik des Sonnensystems 1. Solar System Physics
Das Sonnensystem umfaßt Sonne, Planeten, deren Atmosphären und Plasmaumgebungen, die kleinen Körper, z.B. Kometen, interstellaren Staub und die kosmische Strahlung. In unserem Institut werden vor allem plasmaphysikalische Phänomene untersucht, und zwar in der Sonnenatmosphäre, in der Erdmagnetosphäre, ihren Randgebieten und bei Kometen. The solar system comprises the Sun, the planets, their atmospheres and plasma environs, the small bodies, e.g. comets, down to dust particles, interstellar matter intruding from outside, and the cosmic radiation. At MPE we mainly investigate the plasma physical phenomena in the solar atmosphere, in the Earth's magnetosphere and slightly beyond, and at comets.
Dazu nutzen wir für die Sonne die Beobachtungsmöglichkeiten mit den Weltraumobservatorien SOHO und TRACE und auf der Erde die Observatorien von La Palma, Teneriffa und El Leoncito. Zur Magnetosphärenphysik tragen immer noch Daten von AMPTE (1984-86) und in jüngster Zeit die von Equator-S bei. Die Plasmaphysik des Polarlichts wird mit den Daten der Freja und FAST Missionen studiert. Kosmische Strahlung und energetische Ionen im Sonnenwind werden mit Instrumenten auf SOHO, ACE und SAMPEX gemessen. Zur Erforschung von Kometen dienten optische Beobachtungen des Skinakas Observatoriums und Röntgenbeobachtungen mit ROSAT. Zu alldem werden auch theoretische Untersuchungen und numerische Simulationen durchgeführt. For the Sun we make use of the space observatories SOHO and TRACE, as well as the terrestrial observatories at La Palma, Teneriffa, and El Leoncito. Studies of the magnetosphere still benefit from the data of the AMPTE mission (1984-1986); more recent contributions came from Equator-S. The plasma physics of the aurora is being studied with the help of data from the Freja and FAST missions. The cosmic radiation and the more energetic ions of the solar wind are being measured by SOHO, ACE, and SAMPEX. Our research on comets is, on the one hand, based on optical measurements at the Skinakas observatory, and on the other hand on X-ray data obtained with ROSAT. All this is supplemented by theoretical studies and numerical simulations.
Insgesamt steht uns dabei als Ziel vor Augen, typische plasmaphysikalische Prozesse und Phänomene unter Weltraumbedingungen zu studieren und besser zu verstehen, um damit zur Erarbeitung von Grundlagen für die Anwendung auf weit entfernte Objekte beizutragen. Neben der Plasmaphysik gab es noch Messungen von Molekülen in Planetenatmosphären, die im Infraroten mit ISO durchgeführt wurden, und Messungen der interstellaren und kometaren Staubkomponente, die mit den Missionen Stardust (Start Februar 1999) und Rosetta geplant sind. Bei Stardust gibt es schon erste Ergebnisse. Our general aim is to study typical plasma physical processes and phenomena that occur in near-Earth space and to improve our knowledge so that we can contribute some basic ideas when these phenomena are being studied for the more distant objects. Outside the field of plasma physics are the measurements of interesting molecules in planetary atmospheres, performed in the infra-red by ISO, and the studies of interstellar and cometary dust, made with Stardust (since February, 1999), and also planned for the Rosetta mission. Stardust has already provided first results.
Nahezu alle aufgeführten Themen werden in internationalen Teams bearbeitet. Dabei war die Auswertung der leider nur kurzlebigen Equator-S Mission ein zentrales Anliegen im Berichtsjahr. Nearly all of the subjects mentioned are being studied in international co-operations. Of central interest in 1999 was the joint analysis of the data from Equator-S, alas, a very short-lived mission.
1.1 Erdmagnetosphäre 1.1 Earth's Magnetosphere
Im Vordergrund der Aktivitäten zur Plasmaphysik im erdnahen Weltraum stand die Datenanalyse der Equator-S Mission. Wegen der Kürze der Mission, Dezember 1997 bis April 1998, konnte nur ein Ausschnitt der äußeren Magnetosphäre und der Kontaktzone mit dem Sonnenwind überdeckt werden. Hier ergaben sich allerdings wertvolle neue Einsichten in für die Grenzschichten typische Wellenformen (Mirrorwellen und Lion Roars), in die Bildung von Hochbetastrukturen in der äußeren Magnetosphäre auf der späten Nachtseite (Plasma Blobs) und das weniger bekannte Verhalten der Morgenseite während magnetosphärischer Teilstürme. Hierbei halfen vor allem die Konjunktion von Equator-S mit dem Geotail Satelliten. Eine besonderes Ereignis während einer solchen Konjunktion war die gleichzeitige Beobachtung der bei Rekonnexion an der Magnetopause auftretenden Plasmajets nördlich und südlich der Neutrallinie. Hiermit ist die Bedeutung und Realisierung dieses wichtigen kosmischen Prozesses weiter untermauert worden. Weitere Untersuchungen von Plasmaströmungen im Schweif der Magnetosphäre, von ihrer Rolle während der Teilstürme und ihrem Zusammenhang mit Polarlichtern wurden mit den Daten der Geotail und Polar Missionen durchgeführt. The main activity in the field of near-Earth space plasma physics was the analysis of data from the Equator-S mission. As the spacecraft's lifetime was short (December 1997 - April 1998) the observations covered only a limited sector of the outer magnetosphere and of the contact zone with the solar wind. Nevertheless: valuable new results were obtained in this region, results on waves typical for boundary layers (mirror waves and Lion roars), the formation of high-beta structures in the outer magnetosphere on the dawn side (plasma blobs), and the behaviour of the morning side region during magnetospheric substorms, little known before. Of great value were the conjunctions of Equator-S and Geotail. A noteworthy event during one of these conjunctions was the simultaneous observation, north and south of the neutral line, of the oppositely directed plasma jets emitted during reconnection. This observation has given additional support to the notion of reconnection being an important universal process, and to the mode in which it is being realized. There were also studies of plasma drifts in the magnetotail, their role during substorms and their connection with aurorae; they were carried out with data from Geotail and Polar.
 
Abb. II-1: Prinzipbild der Plasmablobs (links) und ihre Fußpunkte in der Polarlichtzone (rechts).

Fig. II-1: Schematic of the plasma blobs (left) and their foot points in the auroral ionosphere (right).

Im Tätigkeitsbericht 1998 wurde bereits über die Entdeckung sog. Plasma Blobs, Plasmaeinschlüssen der äußeren Magnetosphäre (r > 9 RE) mit Betawerten (Beta ist das Verhältnis von thermischem Plasmadruck zu magnetischem Druck) zwischen 1 und 40, berichtet. Sie haben häufig sehr regelmäßige Struktur, sind senkrecht zum Magnetfeld etwa 1-2 Erdradien dick, antisymmetrisch zum Äquator und bewegen sich langsam ostwärts. Abb. II-1 zeigt links ein Prinzipbild und rechts die Projektionen ihres Auftretens in die polare Ionosphäre. Besonders bemerkenswert ist ihre lange Lebensdauer und ihre Unabhängigkeit von der geomagnetischen Aktivität. Wir spekulieren, dass es sich hier um Ablösungen aus der magnetosphärischen Grenzschicht unter Kontraktion und Konvektion ins Innere der Magnetosphäre handeln könnte, also als eine Erscheinungsform der internen Plasmazirkulation. Das mehrere Stunden andauernde Eingeschlossensein des Hochbetaplasmas wirft interessante theoretische Fragen auf. In the annual report for 1998 we had already reported the discovery of so-called plasma blobs, plasma inclusions in the outer magnetosphere (r > 9 RE), with beta ranging between 1 and 40 (beta is the ratio between the thermal plasma pressure and the magnetic pressure). Frequently, these blobs have a very regular structure, their extension perpendicular to the magnetic field is 1-2 earth radii, they are anti-symmetric with respect to the equator, and they slowly move eastward. Fig. II-1 shows, on the left, a schematics, and on the right the projection into the ionosphere of their location of occurrence. Especially remarkable are their long lifetime and their independency of the geomagnetic activity. We speculate that such blobs might be elements detached from the magnetospheric boundary layer that, under simultaneous contraction, are convected into the inner magnetosphere, i.e., that they are a particular manifestation of the internal plasma circulation. The length of time (several hours) over which this high-beta plasma is confined poses interesting theoretical questions. (Baumjohann, Georgescu, Haerendel, Klecker, Nakamura, Vaivads)
Das Fluxgate Magnetometer auf dem Equator-S Satelliten ist sehr empfindlich und hat eine hohe Abtastrate von bis zu 128 Hz. Dadurch ist es zum ersten Mal möglich, die Wellenform von Plasmawellen mit Frequenzen von einigen zehn Hertz zu bestimmen. Ein Wellentyp in diesem Frequenzbereich sind die Lion Roars, die man oft im Feldminimum von Mirrorwellen in der Magneto-sheath sieht (s. Jahresbericht 1998). Derselbe Typ von Wellen wurde von uns zum ersten Mal auch innerhalb der Magnetosphäre beobachtet. The fluxgate magnetometer onboard Equator-S is very sensitive and has a high sampling rate of up to 128 Hz. These specifications allow for the first measurements of the actual waveform of plasma waves with frequencies of some ten Hertz. One type of plasma wave in this frequency range are the so-called Lion Roars, which are typically seen at the bottom of the magnetic troughs of magnetosheath mirror waves (see Annual Report 1998). The same type of waves was recently observed with Equator-S also appearing inside the magnetosphere.
  Abb. II-2: Wavelet-Spektrogramme (rechtshändig polarisiert) für drei magnetosphärische Lion Roars.

Fig. II-2: Right-hand polarized wavelet spectrograms for three magnetospheric Lion Roar events.  

Abb. II-2 zeigt drei Wavelet-Spektrogramme. Die Wellenzüge sind rechtshändig-zirkular polarisiert, wie man es bei Elektronenwhistlerwellen erwartet. Jeder Wellenzug dauert nur wenige Sekunden. Die Wellenzüge sind in Frequenz, Dauer und Ausbreitungsrichtung (fast parallel zum umgebenden Magnetfeld) identisch zu den im letzten Jahresbericht erwähnten Magnetosheath Lion Roars und wurden deshalb von uns als magnetosphärische Lion Roars bezeichnet Fig. II-2 shows three examples of wavelet spectrograms. The wave trains are right-hand circularly polarized, as can be expected for electron whistler waves caused by moderately energetic, anisotropic electrons. Each wave train lasts only a few seconds. The wave trains are identical in frequency, duration, and wave cone angle (near zero degrees to the ambient field) to the magnetosheath lion roars and thus have been named magnetospheric lion roars. (Baumjohann, Georgescu, Haerendel, Treumann)
Die Verschmelzung von entgegengesetzt gerichteten Magnetfeldlinien in einem Plasma erzeugt zwei bi-direktionale Plasmajets, die aus dem Verschmelzungsgebiet herausströmen. Für die Erdmagnetopause ist dies in Abb. II-3 (links) dargestellt: der Sonnenwind strömt von links mit der Geschwindigkeit V1 ein und trägt das interplanetare Magnetfeld, B1, mit sich, das hier als südwärts gerichtet angenommen ist. Wenn der Sonnenwind auf das nordwärts gerichtete magnetosphärische Feld, B2 trifft, beginnt an der X-Linie die Verschmelzung. Die starke Krümmung der nun durchverbundenen Magnetfeldlinien bedeutet eine hohe magnetische Spannung, deren Abbau das Plasma in beide Richtungen auf die Geschwindigkeit V2 beschleunigt. V2 ist eindeutig bestimmt durch V1, die Plasmadichte und die Magnetfeld-änderung, B2-B1. Solche Jets wurden zuerst von den Plasmainstrumenten der ISEE- und AMPTE-Satelliten beobachtet, aber nur jeweils von einem der beiden. Deswegen blieben die Fragen offen, wo die X-Linie verläuft und wie lang sie ist. Dies hat sich nun dank Equator-S geändert. Eines der Hauptziele dieser Mission war es, die gelegentliche räumliche Nähe zum japanischen Geotail-Satelliten auszunützen. Reconnection between oppositely directed magnetic fields in a plasma generates bi-directional plasma jets that emanate from the reconnection site. This is illustrated in Fig. II-3 (left) for the case of the Earth's magnetopause, where the solar wind flows from the left with velocity V1, carrying with it the interplanetary magnetic field B1, assumed here to be directed southward. When the solar wind encounters the northward directed magnetospheric magnetic field, B2, reconnection is initiated at an X-line. The release of magnetic tension, implied by the sharply bent, now interconnected magnetic field lines, accelerates the plasma, leading to oppositely directed jets with velocity V2. The velocity V2 is uniquely determined by V1, the plasma density, and the change in magnetic field, B2-B1. Such jets were first observed with MPE's plasma instruments on the ISEE and AMPTE satellites, but only one jet at a time. This left open many questions, such as where the X-line is located and how extended it is. This situation has changed with the advent of the Equator-S mission. A prime purpose of the mission was to exploit the occurrences of spatial proximity with the Japanese Geotail spacecraft.
Abb. II-3: Links: Rekonnexion zwischen südwärtigem Sonnenwind- und nordwärtigem Erdmagnetfeld. Rechts: Überblick über Mehrfachdurchgänge der Magnetopause mit Equator-S und Geotail.

Fig. II-3: Left: Reconnection between southward directed solar wind and northward directed magnetospheric magnetic fields. Right: Overview of multiple crossings of the magnetopause by Equator-S and Geotail.

Am 11. Februar 1998 befanden sich Equator-S und Geotail beide länger in der Nähe der Magnetopause: 4 bzw. 3 RE voneinander in Nord-Süd- und Ost-Westrichtung entfernt. Da die Magnetopause sich ständig bewegt, haben sie beide Satelliten im Verlauf einer Stunde oft durchquert. Während der Durchquerungen haben beide Satelliten schnelle Plasmaströmungen, bis zu 400 km/s beobachtet. Die Jets waren entgegengesetzt gerichtet, wie man es erwartet, wenn die X-Linie zwischen den beiden Satelliten verläuft. Die Kurven VL,EQS und VL,GTL in Abb. II-3 (rechts) zeigen, dass die Nord-Süd-Geschwindigkeiten in der Tat entgegengesetzt gerichtet sind und bestätigen somit erstmalig, dass das links gezeigte Prinzipbild der Feldlinienverschmelzung richtig ist. Die Beobachtungen zeigen überdies, dass die X-Linie im Fall eines stark südwärts gerichteten interplanetaren Magnetfeldes in der Ekliptikebene liegt, dass ihre Lage über den Zeitraum einer Stunde ziemlich konstant und dass sie mindesten 3 RE lang ist, alles Ergebnisse, die vordem als nur eine von mehreren Möglichkeiten diskutiert wurden. On 11 February 1998, the Equator-S and Geotail satellites were both located near the magnetopause for a considerable length of time, four Earth-radii (RE) apart in north-south direction, three RE in east-west direction. As the magnetopause is in constant inward/outward motion, both satellites crossed it many times over the period of an hour. During these crossings, both spacecraft observed strong plasma flows, up to 400 km/s. But the important thing was that the flows were in opposite directions, as expected from an X-line located in between the two spacecraft. Fig. II-3 (right) shows the observations. The panels labled VL,EQS and VL,GTL show that the flow speeds along the north-south directions indeed have opposite sign. Not only do these observations confirm for the first time the basic reconnection configuration sketched in Fig. II-3 (left), they also show that the X-line is located in the ecliptic plane for a strongly southward interplanetary magnetic field, that its location is rather stable over the period of an hour, and that its extent must have exceeded 3 RE, findings that all are disputed in the literature for one reason or another. (Baumjohann, Haerendel, Klecker, Paschmann)
Die Plasmakonvektion im Schweif der Erdmagnetosphäre ist im inneren Bereich der Plasmaschicht durch zwei Zustände gekennzeichnet: ein quasi-statischer Zustand, der von langsamen Geschwindigkeiten und irregulärer Bewegung gekennzeichnet ist, und Hochgeschwindigkeits-Plasmajets, die viel seltener auftreten und in der Nähe des Mitternachtsmeridians konzentriert sind. Trotzdem spielen letztere eine wichtige Rolle beim Transport von Masse, Energie und magnetischem Fluss in der Plasmaschicht. Motiviert von der Feststellung, dass die schnellen Plasmajets für den größten Teil des Transportes magnetischen Flusses in Richtung Erde verantwortlich sind, konzentrierten wir uns in einer statistischen Studie auf solche Ereignisse von hohem Fluss-transport in der Nähe der Neutralschicht, wobei wir vom Geotail-Satelliten im Schweif der Magnetosphäre in radialen Distanzen zwischen 10 und 50 Erdradien gemessene Plasmamomente und Felder benutzten. There exist two modes of convection in the central plasma sheet of the Earth's magnetotail: a quasi-static state of slow and irregular flow, which prevails most of the time, and occasional high-speed bursty bulk flow events, which exhibit highest occurrence frequencies near the midnight meridian and are concentrated in the earthward or tailward directions. Yet, the latter play an important role in the transport of mass, energy and magnetic flux in the plasma sheet. Motivated by the observation that these fast flows are responsible for an important part of the total earthward directed magnetic flux transport, we concentrated in a statistical study on events characterized by high flux transport rates near the neutral sheet. We based our work on observations of plasma moments and magnetic fields acquired by the Japanese satellite Geotail in the magnetotail in the distance range between 10 and 50 earth radii.
Die untersuchten Ereignisse zeigen naturgemäß eine große Ähnlichkeit mit den von anderen Autoren beschriebenen schnellen Plasmajets und sind mit Rekonfigurationen der Plasmaschicht im Schweif verbunden. Die Häufigkeit von erdwärts gerichtetem hohen Fluss-transport bleibt über weite Bereiche im Schweif konstant und zeigt erst im Bereich von 10 bis 15 Erdradien radialer Distanz einen deutlichen Abfall. Die für den Fluss-transfer verantwortlichen Flussröhren bewegen sich mit Geschwindigkeiten, die deutlich über der durchschnittlichen Geschwindigkeit in der Plasmaschicht liegen und werden im erwähnten Bereich vermutlich stark abgebremst. Schweifwärts gerichtete Flusstransferereignisse sind weitgehend mit der Erzeugung von Plasmoiden an einer magnetischen X-Linie konsistent, die sich zwischen dem Satelliten und der Erde befindet. Die Rekonnexion beginnt dabei jenseits von 20 Erdradien und findet bevorzugt im Vormitternachtssektor statt. The examined events are correlated with reconfigurations of the tail plasma sheet and exhibit naturally strong similarities with the fast plasma flows which were described by other authors. The occurrence rate of earthward directed high flux transport events stays constant in the observed range of the tail and only drops significantly in the innermost observed region of 10-15 Earth radii distance. The flux tubes responsible for the high flux transfer rates move with velocities, which are significantly higher than the average convection velocity in the plasma sheet. Braking of the flows probably occurs close to the inner edge of the plasma sheet. Tailward directed events of high flux transport rates are largely consistent with tailward moving plasmoids that are generated at a magnetic neutral line situated earthward of the satellite. Generally, reconnection does not occur inside a distance of about 20 Earth radii and initiates preferentially in the pre-midnight sector. (Baumjohann, Nakamura, Schödel)
Die kurzzeitigen Hochgeschwindigkeits-Plasmaströ-mungen im erdnahen Schweif spielen eine wesentliche Rolle im Plasmatransport während eines Teilsturms. Um die verschiedenen Teilsturmmodelle zu prüfen ist es wichtig, den Zeitpunkt und den Ort des Plasmajets im Vergleich zu der Teilsturmentwicklung zu bestimmen. Da jeder Teilsturm regional begrenzt an verschiedenen Stellen entsteht, können globale Polarlichtbilder dazu beitragen, die Entwicklung des Teilsturms genauer zu identifizieren. The transient fast flows in the near-Earth and midtail region play a key role in magnetotail flux transport during substorms. Determining the timing of the fast flows relative to the substorm phase and their location relative to the active region is essential to test the different substorm models. Since each substorm intensification takes place in a limited local time region and at a different location, global auroral images are useful to identify accurately the development of a substorm.
Plasma- und Magnetfelddaten von Geotail und Polarlichtbilder des Polar-Satelliten wurden analysiert und der zeitliche und räumliche Zusammenhang zwischen Plasmajet und Polarlicht bestimmt. Im oberen Teil der Abb. II-4 zeigt das Polarlicht am 2. April 1996 um 07:05:14 UT. Das Bild zeigt eine polwärts expandierende Polarlichtstruktur um magnetisch Mitternacht herum. Der Fußpunkt von Geotail, den wir anhand eines Magnetfeldmodells bestimmt haben, war an der Ostkante dieses Polarlichts. Das Polarlicht, das sich auf der magnetischen Breite von 69˚ befindet, verstärkte sich zwischen 07:04 und 07:05 UT und expandierte polwärts bis 71˚ um 07:11 UT. Abb. II-4 (unten) zeigt die Magnetfeld- und Plasmadaten von Geotail. Geotail befand sich in der Plasmaschicht und beobachtete erdwärts gerichtete Plasmajets und eine Änderung des Magnetfelds zu einer dipolaren Konfiguration (siehe Verstärkung von Bz). Der Plasmajet strömt hauptsächlich senkrecht zum umgebenden Magnetfeld aus und begann um 07:04:30 UT, zur Zeit der Polarlichtaktivierung. Plasma and magnetic field data obtained from Geotail and UV auroral images from Polar are analyzed to determine spatial/temporal relationships between the flows and substorm disturbances. The upper panel of Fig. II-4 shows an UVI image from 07:05:14 UT on April 2, 1996, during a poleward expansion of the aurora located around magnetic midnight. The Geotail foot point, calculated by tracing a model magnetic field line from the satellite location to the ionosphere, was located near the eastern edge of this poleward expansion. An Auroral intensification took place at 69˚ magnetic latitude between 07:04 and 07:05 UT and the intensified auroral region expanded up to about 71˚ by 07:11 UT. Magnetic field and plasma signatures detected by Geotail are shown in the lower panel of Fig. II-4. Geotail was located in the plasma sheet and observed fast Earthward flow associated with a change toward a dipolar configuration (enhancement of Bz). The flow was directed mainly perpendicular to the magnetic field and started at 07:04:30 UT, close to the time of the auroral activation.
Abb. II-4: (a) Polarlichtbild aufgenommen vom Polar-Satelliten. Der Fußpunkt von Geotail ist durch ein Kreuz markiert. (b) Nordwärtskomponente des Magnetfeldes und sonnenwärtige Komponente der Plasmageschwindigkeit, gemessen von Geotail. Die schwarzen Regionen zeigen die Geschwindigkeit senkrecht zum umgebenden Magnetfeld. Die vertikalen Linie zeigt die Uhrzeit, zu der das Polarlicht beobachtet wurde.

Fig. II-4: (a) Auroral image from Polar UV imager. The foot point of Geotail is marked. (b) Northward component of the magnetic field and sunward component of the plasma flow detected by Geotail. Contribution from the flow component perpendicular to the ambient magnetic field is shown as black area in the second plot. The vertical line indicates the time corresponding to the auroral image.

Für die Ortsbestimmung der strömenden Plasmastruktur relativ zum Satelliten haben wir die Struktur der Schicht auf der vorderen Seite des Plasmajets untersucht und die Orientierung dieser Schicht durch Minimum-Varianz-Analyse von Magnetfelddaten bestimmt. Bei dieser Untersuchung nehmen wir an, dass in der vorderen Grenzschicht des strömenden Plasmas Strom und magnetische Scherung erzeugt werden, wie bei der Umströmung eines bewegten Gegenstandes. Aus der Orientierung dieser Schicht ergibt sich, dass sich der Hauptteil des Plasmajets auf der Abendseite des Satelliten befindet. Wie man in Abb. II-4 sehen kann, war das aktive Polarlicht gegen Mitternacht auch auf der Abendseite des Fußpunktes von Geotail. Das bedeutet, dass das Zentrum des Plasmajets im Zentrum des Polarlichts liegt. In order to determine the location of the fast-moving plasma structure relative to the satellite we examined the frontside layer ahead of the plasma structure and determined the orientation of the layer from minimum variance analysis of the magnetic field. Here we assumed that the layer ahead of the plasma structures exhibits flow and magnetic field shear consistent with flow around a moving obstacle. From the orientation of the layer we found that the main part of the streaming plasma structure was located duskward of the satellite. As shown in Fig. II-4, the location of the auroral expansion also was centered at the duskside of the Geotail foot point near the midnight. That is, the local time of the fast flow coincides with the center of the expansion aurora.
In weiteren Untersuchungen von Ereignissen zwischen 1996 und 1997 haben wir festgestellt, dass verschiedene Polarlichtaktivitäten während der Jetereignisse zu sehen sind. Dazu gehören lokale Verstärkung des Polarlichts, polwärts gerichtete Expandierung des Polarlichts und sich äquatorwärts entwickelnde Polarlichtstrukturen. Wie beim oben gezeigten Beispiel, kann man aus der Orientierung der vorderen Grenzschicht der Plasmajets auf eine räumlich begrenzte Plasmaströmung schließen, die weniger als eine Lokalzeitstunde von der Polarlichtregion entfernt ist. Several different types of aurora were observed in association with isolated fast flows from an analysis surveying the fast flow events between 1996 and 1997 observed at Geotail. These include local brightenings, poleward expansions, and equatorward extensions of the high-latitude auroral patches. The frontside flow shear of the fast flow was shown to be consistent with a strong cross-tail localization of flow bursts, within about one hour of magnetic local time for these different types of auroral activation. (Baumjohann, Nakamura)
Durch Rekonnexion wird im Magnetfeld gespeicherte Energie in kinetische und thermische Energie des Plasmas verwandelt. In dem von Petschek vorgeschlagenen Rekonnexionsmodell wird das Magnetfeld in einer Diffusionsregion, in der das Plasma nicht-ideal ist, miteinander verbunden. Von der Diffusionsregion geht eine Rekonnexionsschicht aus, in der ein geheiztes Plasma mit Alfvéngeschwindigkeit von der Diffusionsregion wegströmt. Die Heizung und Beschleunigung findet dabei in jeweils zwei die Rekonnexionsschicht begrenzenden langsamen Stoßwellen statt. Das Petschek-Modell ist ein Flüssigkeitsmodell; die Plasmen in der Magnetosphäre sind jedoch weitgehend stoßfrei, und es entsteht die Frage, welche kollektiven Prozesse zu solch einer langsamen Stoßwelle führen könnten. Magnetic reconnection is responsible for the release of stored magnetic energy into kinetic and thermal energy of the plasma. In the Earth´s magnetotail reconnection is of fundamental importance for the energy release during geomagnetic substorms. In the Petschek reconnection model the magnetic field is reconnected in a small diffusion region and a wedge-shaped reconnection layer extends to both sides from this region, where the plasma is heated and streams with Alfvén speed. Heating and acceleration occurs mainly in the slow mode shocks which bound the reconnection wedge. The Petschek model is a fluid model; the plasma in the magnetosphere is essentially collisionless and the question arises which collective processes are able to generate and maintain a slow mode shock.
Hierzu wurden in den letzten Jahren numerische Simulationen durchgeführt, bei denen die Ionen als Teilchen behandelt werden. In einem Plasma mit niedrigem Teilchen- zu Magnetfelddruck, wie es im Lobe des Magnetosphärenschweifs vorliegt, regen aus der heißen Rekonnexionsschicht ausströmende Teilchen in einer Grenzschicht eine Ionen-Ionen Zyklotron-Instabilität an; die entsprechenden Wellen propagieren schräg zum Magnetfeld in das Lobe-Plasma und heizen dieses senkrecht zum Magnetfeld. Dadurch entsteht eine Verteilung mit einer großen Temperaturanisotropie, die ihrerseits instabil ist und parallel zum Magnetfeld propagierende Ionenzyklotronwellen anregt. Diese werden in die langsame Stoßwelle konvektiert, im stromabwärtigen Bereich komprimiert und refraktiert und thermalisieren dort die beschleunigte Lobe-Verteilung. Ein Teil dieser Verteilung strömt wieder stromaufwärts, wodurch sich der Zyklus schließt. In the last few years we have performed kinetic simulations where the ions are treated as macro-particles. In a low beta plasma (low particle to magnetic field pressure) as in the lobe of the magnetotail, hot ions streaming out of the reconnection layer excite an electromagnetic ion-ion beam instability in a boundary layer. The resulting waves propagate obliquely to the magnetic field into the lobe and heat lobe ions perpendicular to the magnetic field. The large perpendicular-to-parallel temperature anisotropy excites parallel propagating Alfvén ion-cyclotron waves. These waves are convected into the downstream region, where they are refracted and compressed. The accelerated lobe ions are eventually thermalized in the large amplitude turbulence in the downstream region by phase mixing. Part of the hot downstream ions can escape upstream, whereby the cycle is closed. (Cremer, Scholer)
Turbulenz in heißen Plasmen mit höheren thermischen als magnetischen Energiedichten gehört zu einem der am wenigsten verstandenen Gebiete der Plasmaphysik. Eine der fundamentalen Wellenmoden in einem solchen Plasma ist die stoßfreie magnetische Mirror-Mode. Sie wurde bereits 1958 von Chandrasekhar und Mitarbeitern theoretisch aus einer formalen Untersuchung der Stabilität der anisotropen magnetohydrodynamischen Gleichungen vorhergesagt. Unter derartigen Bedingungen erlaubt eine magnetohydrodynamische Flüssigkeit die Entwicklung von magnetischen Blasen, falls der senkrechte Plasmadruck größer wird als der parallele. Im Inneren einer derartigen Blase kann das magnetische Feld auf sehr kleine Werte abfallen. Die Blase bildet eine magnetische Flasche, in der die Plasmateilchen eingefangen werden und eine Spiegelbewegung ausführen. Daher der Name Mirror-Mode. One of the most interesting manifestations of turbulence in a high temperature plasma is the collisionless magnetic mirror mode. It has been inferred by Chandrasekhar and co-workers in 1958 from a consideration of the stability of an anisotropic magnetohydrodynamic fluid, such as the near-magnetopause magnetosheath. Such fluids can support the evolution of magnetic bubbles under high-b anisotropic conditions when the perpendicular pressure exceeds the parallel pressure. In such bubbles the magnitude of the magnetic field may decrease by a large factor typically of the order of the magnetic field itself. As a consequence, a bubble forms a magnetic bottle in which the plasma particles, ions and electrons, can be trapped and perform a mirror motion. Therefore the name mirror mode.
Die physikalische Interpretation von Mirror-Moden bereitet ernsthafte Schwierigkeiten. In einem ideal leitenden Plasma ist es nicht leicht zu verstehen, auf welche Weise das magnetische Feld aus einer bestimmten Region ausgestoßen werden kann. Der Effekt ist sehr ähnlich dem bekannten Meissner-Effekt in der Supraleitung, bei dem das magnetische Feld aus dem Inneren des metallischen Supraleiters ausgestoßen wird. Dort bildet die Paarbildung von supraleitenden Elektronen die Erklärung. Im Falle der Mirror-Mode wird dieser Effekt durch die magnetischen Momente der eingefangenen Teilchen im Inneren der Blasen erzeugt. Diese erzeugen einen aus zwei Anteilen bestehenden Oberflächenstrom, einen diamagnetischen Strom und einen anisotropen Krümmungsstrom. Ganz ähnlich wie in der Supraleitung entwickelt sich die Mirror-Mode, wenn das Magnetfeld unter einen kritischen Wert abfällt und wenn die senkrechte Temperatur kleiner als ein kritischer Wert wird. The physical interpretation of mirror modes still poses serious difficulties, since in an ideally conducting plasma it is very hard to understand how the magnetic field can be expelled from a region. The effect resembles the Meissner effect in superconductivity where the magnetic field inside a metal is expelled by the superconducting electron pairs. In the case of the mirror mode a similar effect appears in the high-temperature plasma produced by the magnetic moments of the trapped particles inside the bubbles. These cause a surface current to flow which consists of two parts, the normal diamagnetic current and an anisotropic curvature-current. The latter has the same sign as the diamagnetic current only when the mirror criterion is satisfied. Similar to superconductivity, the mirror mode evolves when the magnetic field becomes smaller than a given critical magnetic field and the temperature is less than a critical perpendicular temperature.
Die Mirror-Mode ist daher ein fundamentaler supraleitender Phasenübergang in einem Hochtemperaturplasma, der der Koexistenz einer normalen und einer supraleitenden Plasmakomponente entspricht. Derartige Phasenübergänge können mit den Methoden der Statistischen Mechanik beschrieben werden. Damit wird eine makroskopischen Behandlung von Mirror-Turbulenz als eine fundamentale niederfrequente Erscheinung im Plasma möglich. Hence the mirror mode turns out to be a fundamental (superconducting) phase transition in a high-b plasma, corresponding to the co-existence of a normal plasma component and another component that is in a superconducting state. This component is responsible for the evolution of magnetic bubbles. Such phase transitions can be described by standard methods in statistical mechanics, opening the door to a macroscopic description of mirror turbulence in terms of statistical mechanics. (Baumjohann, Sckopke, Treumann)
1.2 Sonne und Heliosphäre 1.2 Sun and Heliosphere
Im Bereich der Sonnenphysik beschäftigen wir uns mit solaren Aktivitätsgebieten. Eine interessante Entdeckung wurde dieses Jahr mit Hilfe von Daten des Coronal Diagnostic Spectrometers (CDS) auf dem Satelliten SOHO nach einem solaren Flare gemacht. In our solar physics group we investigate active regions on the sun. A new interesting discovery was achieved this year using observations performed by the Coronal Diagnostic Spectrometer (CDS) onboard SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) after a solar flare.
Nach sog. Zwei-Ribbon-Flares, bei denen man zwei helle Bänder in der chromosphärischen Ha Linie beobachtet, wird oft über Stunden eine Arkade aus mit heißem Plasma gefüllten magnetischen Flussröhren, sogenannten (Post-)Flare-Loops, im extremen Ultraviolett und weichen Röntgenbereich beobachtet. Da die theoretische Abkühlzeit wesentlich kürzer ist als beobachtet, müssen diese Loops ständig geheizt bzw. neu gebildet werden. Außerdem ist die Plasmadichte in der umgebenden Korona viel zu gering, um die gemessenen Dichten zu liefern. Deshalb wird davon ausgegangen, dass das dichte Plasma der oberen Chromosphäre aufgeheizt wird und durch den daraus resultierenden Überdruck schnelle Plasmaströmungen in die Loops angetrieben werden. Dieser Prozess wird als chromosphärische Verdampfung bezeichnet. Die Energie zur Aufheizung wird dabei von der Umstrukturierung des koronalen Magnetfeldes durch magnetische Rekonnexion geliefert. Plasmaströmungen von einigen 100 km/s wurden bereits mit früheren Satellitenexperimenten in der impulsiven Flarephase nachgewiesen. Mit CDS ist es nun erstmals gelungen, Aufwärtsströmungen von einigen 10 km/s in der späten graduellen Flarephase zu beobachten. After so-called two-ribbon-flares, i.e. flares associated with two bright ribbons visible in the chromospheric Ha line, an arcade of magnetic flux tubes filled with hot and dense plasma, so called (post-) flare loops, is often observed over several hours in extreme ultraviolet radiation and soft X-rays. Since their theoretical cooling time is much shorter, these loops have to be continuously heated or newly created. In addition, the plasma density in the surrounding corona is much too small to account for the measured densities in the flare loops. Therefore it is assumed that the dense plasma of the upper chromosphere is heated to coronal temperatures leading to fast upflows of the heated plasma driven by the resulting pressure gradient. This process is called chromospheric evaporation. The energy for the chromospheric heating is provided by the reorganization of the coronal magnetic field, so called magnetic reconnection. Plasma upflows of several hundred km/s in the impulsive phase of solar flares have already been observed by former satellite experiments. With the CDS instrument we have now for the first time been able to observe plasma upflows of the order of several tens of km/s in the late gradual flare phase.
Abb. II-5 zeigt die aktive Region NOAA 8210 am 29. April 1998, etwa 1.5 Stunden nach der impulsiven Phase eines Zwei-Ribbon-Flares. In Teil (a), in der Fe XII Linie bei etwa 1.5 Mio Kelvin (MK), erkennt man eine Arkade von Flare Loops. Sie haben ihre Fußpunkte in den Ha Ribbons, die in (b) als helle Bänder zu sehen sind. Dabei ist das nordwestliche Band stärker ausgeprägt als das südöstliche, das direkt an einem Sonnenfleck liegt. (c) zeigt CDS Beobachtungen in der koronalen Fe XVI Linie (2 MK), (d) die relativen Plasmageschwindigkeiten entlang der Sichtlinie, die aus der Dopplerverschiebung der Fe XVI Linie bestimmt wurden. Die Konturen des Ha Bildes sind überlagert. Besonders quer zum nordwestlichen Ha Ribbon ist ein deutlicher Geschwindigkeitsgradient zu erkennen, bei dem die Geschwindigkeit sich von Abwärtsbewegungen von etwa –20 km/s in den hellen Fußpunkten der Flare Loops zu Aufwärtsbewegungen von etwa 60 km/s an den äußeren Rändern der Ribbons ändert. Im Laufe der Zeit wandern die Ribbons weiter auseinander und an den Orten vorheriger Aufwärtsbewegungen bei niedriger Emission werden dann Abwärtsbewegungen in den hellen Fußpunkten der abkühlenden Loops beobachtet. Fig. II-5 shows the active region NOAA 8210 on April 29, 1998, about 1.5 hours after the impulsive phase of a two-ribbon flare. In part (a), in the Fe XII line, which is formed at about 1.5 Mio Kelvin (MK), an arcade of flare loops is clearly visible. The loops have their chromospheric foot points at the location of the Ha ribbons, which are visible in (b) as bright emission. The north-western ribbon is more pronounced, whereas the south-eastern ribbon, which is situated next to the dark sunspot, is weaker. (c) shows the CDS observations in the coronal Fe XVI line (2 MK), (d) the corresponding relative line of sight velocities calculated from the Doppler shifts of the Fe XVI line. The contours of the Ha image are overlaid. Across the Ha ribbons, particularly across the north-western one, a steep velocity gradient is visible, at which the velocity changes from downflows of about -20 km/s in the bright foot points of the flare loops to upflows of about 60 km/s in the low emission plasma at the outer edges of the Ha ribbons. The Ha ribbons slowly move apart as time proceeds and at the locations of former upflows and low emission downflows become visible in the bright foot points of the cooling flare loops.
 
Abb. II-5: Aktive Region NOAA 8210 etwa 1.5 Stunden nach dem Zwei-Ribbon Flare am 29. April 1998: a) Arkade von Flare-Loops gesehen im Licht der Fe XII Linie bei einer Temperatur von etwa 1.5 MK, b) Ha Bild der Chromosphäre aufgenommen am Big Bear Solar Observatory, c) CDS Bild in Fe XVI (2 MK), d) CDS Fe XVI relative Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie (blau auf Beobachter zu), Ha Konturen überlagert.

Fig. II-5: Active Region NOAA 8210 about 1.5 hours after the two-ribbon flare on April 29, 1998: a) Arcade of flare loops as seen by SOHO/EIT in Fe XII at a temperature of about 1.5 MK, b) Ha image of the chromosphere taken at the Big Bear Solar Observatory, c) CDS Fe XVI at about 2 MK, d) CDS Fe XVI relative line of sight velocities in km/s (blue toward observer) with Ha contours overlayed.

Diese Beobachtungen unterstützen Modelle, bei denen Flare Loops durch chromosphärische Verdampfung mit heißem Plasma gefüllt werden. Die Aufheizung der Chromosphäre erfolgt dabei durch Wärmeleitung und/oder energetische Teilchen, die von der andauernden Rekonnexion geliefert werden. Our observations support models in which flare loops are filled with hot and dense plasma via chromospheric evaporation. The heating of the upper chromosphere is achieved by thermal conduction fronts and/or non-thermal particles, which are provided by ongoing reconnection. (Czaykowska, Rank)
Die Untersuchung der Element- und Isotopenzusammensetzung im Sonnenwind ist von großer kosmologischer Bedeutung, denn sie liefert Hinweise über die Entstehung und Entwicklung des präsolaren Nebels. Darüber hinaus lassen sich damit physikalische Prozesse in der Chromosphäre und in der Korona der Sonne studieren. Man unterscheidet zwei verschiedene Sonnenwindtypen, die von unterschiedlichen Quellregionen der Sonne stammen: (1) Der schnelle Sonnenwind strömt ungehindert aus den koronalen Löchern und liefert ein nahezu direktes Abbild der Element- und Isotopenzusammensetzung auf der Sonnenoberfläche. (2) Der langsame Wind strömt um die großen koronalen "Streamer" herum und liefert durch seine veränderte Zusammensetzung Hinweise über Bedingungen und Fraktionierungsprozesse in der Chromosphäre und der Korona. The study of elemental and isotopic abundances in the solar wind is of great importance in cosmology. Solar wind measurements provide information about the formation and the evolution of the pre-solar nebula of our solar system. Furthermore, physical processes in the chromosphere and the solar corona can be studied. There are two fundamentally different types of solar wind originating from different source regions on the Sun: (1) The fast solar wind is freely streaming out of the so-called coronal holes and provides an almost authentic sample of the elemental and isotopic abundances of the solar surface. (2) The slow solar wind is streaming around the big coronal structures (streamers) and provides with its different composition information about the conditions and fractionation processes in the chromosphere and the corona.
Abb. II-6: Das Verhältnis der Isotopenhäufigkeiten von 24Mg zu 26Mg als Funktion der Einfriertemperatur von Sauerstoff (links) bzw. des Verhältnisses von Eisen zu Sauerstoff (rechts). Die waagrechte Line zeigt den terrestrischen Wert.

Fig. II-6: Isotopic abundance ratio for 24Mg and 26Mg as a function of the freeze-in temperature of Oxygen (left-hand side) and as a function of the Iron-to-Oxygen ratio (right-hand side). The horizontal line shows the terrestrial value.

Mit den CELIAS/MTOF und CTOF Sensoren auf SOHO ist es möglich, die unterschiedlichen Sonnenwindtypen zu identifizieren und den Einfluss von Fraktionierung, hervorgerufen durch die Gravitationskraft oder durch Magnetfeldstrukturen auf der Sonne, abzuschätzen. Als Indikatoren für die unterschiedlichen Sonnenwindtypen wurden die Einfriertemperatur von Sauerstoff aus dem O6+/O7+-Verhältnis und das Fe/O-Verhältnis verwandt. Niedrige Temperatur oder kleines Fe/O-Verhältnis weisen auf schnellen Sonnenwind hin, während hohe Temperatur und großes Fe/O-Verhältnis den langsamen Sonnenwind repräsentieren. Abb. II-6 zeigt das Verhältnis 24Mg/26Mg als Funktion von Sauerstoffeinfriertemperatur (links) und Fe/O-Verhältnis (rechts). Die Variation der Häufigkeiten läßt auf einen Fraktionierungsprozess schließen, der durch geschlossene Magnetfeldstrukturen in der Quellregion des langsamen Sonnenwindes hervorgerufen wird. Measurements of the CELIAS/MTOF and CTOF sensors onboard SOHO allow to distinguish between these two types of solar wind and to study the impact of fractionation processes originating from gravitation or closed magnetic field structures on the Sun. As indicator for the different solar wind types we have used the freeze-in temperature of oxygen, derived from the O6+/O7+-ratio and the Fe/O abundance ratio. A low freeze-in temperature and a small Fe/O ratio indicate fast solar wind and high freeze-in temperature and large Fe/O ratio slow solar wind, respectively. Fig. II-6 shows the relative abundance of 24Mg/26Mg isotopes as a function of the oxygen freeze-in temperatures (O6+/O7+) (left) and as a function of the Fe/O abundance ratio (right). The striking variation of the Mg isotope abundance is most probably due to a fractionation process caused by closed magnetic field structures in the source region of the slow solar wind at the Sun. (Klecker, Kucharek)
Mit unserer Beteiligung am Experiment SEPICA auf dem ACE Satelliten stehen Daten suprathermischer Sonnenwindionen mit einer gegenüber früheren Missionen wesentlich verbesserten Ladungsauflösung zur Verfügung. Die Ladung energetischer Ionen ist ein empfindlicher Indikator für die Temperatur der Quellregion, außerdem hängen Beschleunigungs- und Transportprozesse im allgemeinen von Masse/Ladung der Ionen ab. Mit SEPICA setzen wir unsere früheren Messungen auf ISEE-3 fort, mit denen signifikante Unterschiede in der mittleren Ladung (Qm) schwerer Ionen für zwei unterschiedliche Klassen von Ereignissen gefunden wurden: (1) Graduelle Ereignisse, bei denen die Ionen an interplanetaren Stoßwellen beschleunigt werden, zeigen Elementhäufigkeiten und mittlere Ionenladungen, ähnlich denen des solaren Winds. (2) In impulsiven Ereignissen werden die Teilchen in solaren Flares beschleunigt und zeigen Anreicherungen an schweren Ionen um einen Faktor 10 und an 3He gegenüber 4He um einen Faktor bis zu 10000. Die Empfindlichkeit der ISEE-3 Messungen reichte nicht aus, um über einzelne impulsive Ereignisse Aussagen machen zu können, es wurde jedoch gefunden, dass im Mittel aller beobachteten impulsiven Ereignisse die Ladung von Fe und Si wesentlich höher war (z.B. Qm~20 für Fe) als in graduellen Ereignissen (Qm~14 für Fe). Our participation in the SEPICA Experiment (Solar Energetic Particle Ionic Charge Analyzer) aboard the Advanced Composition Explorer (ACE) provides data on suprathermal solar wind ions with a charge state resolution which is by far superior to this from earlier satellite missions. The ionic charge of energetic ions is a sensitive indicator for the temperature of the source region. Besides that, the acceleration and transport processes depend significantly on the mass-per-charge ratio. With SEPICA we extend our earlier measurements on the ISEE-3 satellite in which substantial differences in the average charge state (Qm) of the heavy ions for two classes of events were found: (1) Gradual events, in which the ions are accelerated on interplanetary shock waves, display elemental abundances and average charge states similar to those of the solar wind; (2) In impulsive events the particles undergo the acceleration at or near the site of a solar flare and show heavy ion enrichments (e.g. Fe/O) of the order of 10 and a 3He/4He abundance ratio enhancement of up to a factor ~10000. The sensitivity of previous measurements was not high enough to resolve single impulsive events. It was found, however, that the average charge state of Fe and Si over all observed impulsive events was significantly higher (e.g. Qm~20 for Fe) than the respective value for gradual events (Qm~14 for Fe).
Abb. II-7: Links: Mittlere Ladung von Fe als Funktion der Ladung von O, Ne, und Mg für typische solare Teilchenereignisse im Jahre 1998. Die senkrechten Linien zeigen volle Ionisierung von O, Ne, und Mg an. Rechts: Elementhäufigkeiten von Fe und Ne relativ zu O, als Funktion der mittleren Ladung von Fe.

Fig. II-7: Left: Charge state of Fe versus those of O, Ne, and Mg for typical solar energetic particle events in 1998. The vertical lines indicate full ionization. Right: Elemental abundances of Fe and Ne, relative to O, as a function of the mean ionic charge of Fe.

Die wesentlich verbesserte Empfindlichkeit und Auflösung von SEPICA gestattete es zum ersten Male, die Ladungsanalyse auf einzelne impulsive Ereignisse, und auf weitere Elemente auszudehnen. Abb. II-7 (linkes Bild) zeigt 12 Ereignissen, die für die Bandbreite der beobachteten Ladungsverteilungen charakteristisch ist. Deutlich zu sehen ist einmal die Gruppe impulsiver Ereignisse mit Fe Ladungszuständen im Bereich Qm~18–20, eine Gruppe von eindeutig mit interplanetaren Stoßwellen korrelierten Ereignissen mit Qm~11-12, sowie einige Ereignisse mit Qm~13-15, deren Klassifizierung nicht eindeutig ist. The substantially better sensitivity and resolution of SEPICA have enabled us for the first time to extend the charge state analysis to single impulsive events and to elements not measured previously. Fig. II-7 (left-hand side) shows a selection of 12 events in 1998, typical for the variation of ionic and elemental composition. One can clearly see the group of impulsive events with Fe charge states in the range of Qm~18–20, a group of events which can be uniquely attributed to interplanetary shock waves with Qm ~ 11-12, as well as a few events with Qm ~ 13-15, whose identification is not definitive.
Eine Analyse der Elementhäufigkeiten als Funktion der Ionenladung zeigt Abb. II-7 (rechte Seite). Die graduellen Ereignisse mit niedriger mittlerer Ladung von Fe zeigen Ne/O-und Fe/O-Häufigkeiten, wie sie für den solaren Wind typisch sind. Die impulsiven Ereignisse zeigen signifikant höhere Häufigkeiten. Diese Überhäufigkeit schwerer Ionen, die oft auch mit Anreicherungen von 3He verbunden ist, wird mit resonanten Plasmaprozessen in Verbindung gebracht, die stark von Masse/Ladung (M/Q) abhängen. Dies ist jedoch mit den neuen Messungen der mittleren Ladung nicht vereinbar, da alle Elemente von C bis Mg in impulsiven Ereignissen voll ionisiert sind und damit M/Q für diese Elemente konstant ~2 ist. Eine andere Möglichkeit ist, dass die Zeitskala für Anreicherung und Beschleunigung wesentlich schneller als die der Ionisierung ist. Dann wären Beschleunigung und Ionisierung zeitlich entkoppelt und die hohen beobachteten Ladungen nicht im Widerspruch zu M/Q-abhängigen Prozessen. An example of the abundance ratio analysis is shown in Fig. II-7 (right-hand side). The gradual events with low average Fe charge state display Ne/O and Fe/O abundance ratios similar to those of the solar wind, while impulsive events are characterized by large enrichments of Ne and Fe relative to O. This overabundance of heavy ions, which often is accompanied by enrichment in 3He, is generally explained by resonant plasma processes that are sensitively dependent on the mass-per-charge (M/Q) value. However, the new measurements of the average charge state showing that all elements in the mass range of carbon to magnesium are totally ionized in impulsive events, hence have a constant M/Q of ~2, seem to be inconsistent with these theories. Another possibility that needs to be investigated is a different time scale for the acceleration and ionization: if the acceleration is fast compared to the ionization, then charge stripping could occur after the fractionation and acceleration process, compatible with the measured high charge states. (Bogdanov, Klecker)
1.3 Planeten, Kometen und Staub 1.3 Planets, Comets, and Dust
Abb. II-8: SWS Spektren von Saturn und Neptun mit den detektierten CH3 n 2 Linien bei 16.5 m m Wellenlänge.

Fig. II-8: SWS spectra of Saturn and Neptune, showing the detections of the CH3 n 2 band at 16.5 m m.

Die Beobachtungen von Planetenatmosphären mit dem Short Wavelength Spectrometers (SWS) an Bord des Infrared Space Observatory (ISO) lieferten auch in diesem Jahr neue Erkenntnisse über die Atmosphären von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Nach dem Nachweis des Methylradikals (CH3) auf Saturn konnte dieses Molekül mit Hilfe von SWS Messungen zum ersten Mal auch auf Neptun nachgewiesen werden (Abb. II-8). Die ermittelte Säulendichte von 1.6´ 1013 cm-2 gibt Auskunft über die Durchmischung der Atmosphäre und die Lage der Methan-Homopause, einem atmosphärischen Parameter, der bisher nur wenig erforscht werden konnte. Der aus den Beobachtungsdaten errechnete Wirbelmischungskoeffizient liegt bei 2-9´ 10-6 cm2s-1. The analysis of data from planetary atmosphere observations with the Short Wavelength Spectrometer (SWS) on board the Infrared Space Observatory (ISO) also provided this year a number of new important insights about the atmospheres of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune. Right after the detection of the methyl radical (CH3) on Saturn, the same molecule has been seen for the first time on Neptune by SWS measurements (Fig. II-8). The determined column density of 1.6´ 1013 cm-2 provides information about the eddy mixing of the atmosphere and the position of the methane homopause, an important atmospheric parameter which in the past could be explored only with great difficulty, if at all. The eddy mixing coefficient determined from the observational data was 2-9´ 10-6 cm2s-1.
Die Fülle der SWS Messungen von weiteren Kohlenwasserstoffverbindungen wie CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C4H2, C6H6 und den Sauerstoffträgern CO2 und H2O, erweisen sich als einzigartiges Analysewerkzeug zum Modellieren des vertikalen Transports und der photochemischen Prozesse in den oberen Atmosphären der großen Planeten. So ergeben zum Beispiel die relativen Intensitäten der spektralen Linien der Kohlenwasserstoffe, je nach Molekül, präzise Temperaturwerte der atmosphärischen Schicht, in der sie entstehen. Ihre relativen Häufigkeiten dagegen sind wesentlich bestimmt durch vertikale Transportprozesse und photochemische Reaktionen. Beide Informationen und die Messungen von CO2 und H2O sind essentiell, um den externen Fluß von Sauerstoff in die Planetenatmosphären zu berechnen. Die Resultate sind für alle großen Planeten ähnlich und liegen im Bereich von 105-107 Sauerstoffatomen cm-2s-1. Der Ursprung dieses externen Flusses liegt sehr wahrscheinlich im interplanetaren Staub. The wealth of SWS measurements of further hydrocarbon molecules like CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C4H2, C6H6 and the oxygen-bearing molecules CO2 and H2O, are proving to be a unique analysis tool for modelling the vertical transport and the photochemical processes in the upper atmospheres of the giant planets. The relative intensities of the spectral lines of the hydrocarbons, for example, provide accurate temperature values, depending on molecule, of the atmospheric pressure level from which they arise. Their relative abundances, in contrast, are mainly determined by vertical transport processes and photochemical reactions. Both bits of information, together with the measurements of CO2 and H2O, are essential to derive the external flux of oxygen into the planetary atmospheres. The result of 105-107 oxygen atoms cm-2s-1 is similar for all giant planets. The origin of this external flux is therefore most likely due to interplanetary dust flowing through our solar system. (Feuchtgruber)
In einem Highlight Artikel des Vorjahres wurden bereits die numerischen Simulationen der Plasmaumgebung und des Schweifs von Kometen beschrieben. Hier sollen zwei wichtige neue Ergebnisse nachgetragen werden. Die Modellrechnungen wurden herangezogen, um Licht auf das Zustandekommen der sog. Protonopause in der Koma zu werfen. Der scharfe Sprung im Verhältnis Protonen zu schweren Ionen (Abb. II-9 links) hängt mit einem Potentialsprung zusammen, durch den die Protonen senkrecht zum Magnetfeld stark gebremst werden und parallel zum Magnetfeld (Abb. II-9 rechts) von der zentralen Achse wegströmen, während die Dichte der schweren Ionen stark zunimmt. In a highlight article of last year, the numerical simulations of the plasma around and in the tail of a comet have already been described. Here, two important new results are added. The model calculations were used to shed light on the origin of the so-called protonopause or ion composition boundary in the cometary coma. The steep jump in the ratio of protons to heavy ions (Fig. II-9 left) is closely connected to a potential jump that causes a strong deceleration of the protons perpendicular to the magnetic field. Thus, the protons flow out of the central axis parallel to the magnetic field (Fig. II-9 right) while the density of the heavy ions rises strongly.
Abb. II-9: Links: Dichteprofile der Protonen (np) und schweren Ionen (nh) einer 3D-Zwei-Ionen-Simulation entlang der Sonnenwindrichtung. Deutlich ist die Ion Composition Boundary zu erkennen, an der die Protonendichte sprunghaft absinkt, während gleichzeitig die Dichte der schweren Ionen ansteigt. Rechts: Magnetfeld- und Strömungsrichtung der Protonen in der Ebene des ungestörten Magnetfeldes.

Fig. II-9: Left: Density profiles of protons (np) and heavy ions (nh) as found in a 3D-Two-Ion-Simulation along the solar wind flow direction. The ion composition boundary can be seen clearly where the drop of the proton density is correlated with the raise of the heavy ion density. Right: Magnetic field and flow direction of protons in the magnetic field plane.

Ein weiteres Ergebnis erläutert den wesentlichen Grund für das Auftreten von Dichteknoten auf der Schweifachse, die sich stromabwärts bewegen und bald konstante Geschwindigkeit annehmen, wobei das Plasma selbst durch diese Knoten mit etwa zweifacher Geschwindigkeit hindurchströmt. In einem 1-D Modell wurde die Clumping Instability demonstriert, wobei das Plasma nur der Wirkung der wenig variablen stromabwärts gerichteten magnetischen Zugspannung und der mit der Magnetfeldstärke variierenden Druckkraft ausgesetzt wird. Kleine Störungen auf der sonnenabgewandten Seite der Magnetfeldkonzentration im Zentrum des Kometen lösen sich ab und wachsen in der Amplitude. Abb. II-10 zeigt dies für das Magnetfeld, das zur Dichte proportional ist. Die Dichteknoten entstehen im Schweif auf der Rückseite der inneren Koma, sind langsamer als strömende Dichtewellen und haben eine mit wachsender Ausgasrate ansteigende Periode. Another result illustrates the main reason for the appearence of density knots which are accelerated downstream on the cometary tail axis and soon reach constant velocity while the plasma itself moves with twice the velocity of the knots. In an one-dimensional model, the clumping instability was demonstrated. In this model, only the almost constant magnetic stresses and the magnetic pressure force varying with the magnetic field strength are acting on the plasma. Little disturbances in the magnetic field strength close to the central region downstream detach in the cometary tail and grow to higher amplitudes. This is shown in Fig. II-10 for the magnetic field (the density is proportional to the magnetic field strength). The knot structures can easily be traced along the tail and have their origin in the inner coma, move slower than a density wave, and have a period that raises with the gas production rate. (Bogdanov, Fischer, Haerendel)
Abb. II-10: Magnetfeld aus einer 1D-Simulation der Clumping Instability: Auf einen vorgegebenen Verlauf der Magnetfeldstärke entlang der Ortskoordinate x wurde eine Störung angebracht, deren Entwicklung in der Zeit t simuliert wurde.

Fig. II-10: Magnetic field from a 1D-simulation of the clumping instability: A little disturbance in the magnetic field strength is added to a given initial profile along the spatial coordinate x . The evolution of the disturbance in time t is simulated.

Als der Komet Hyakutake im März 1996 in nur 15 Millionen Kilometern Abstand an der Erde vorbeizog, wurde zum erstenmal Röntgen- und extreme UV-Strahlung von einem Kometen entdeckt. Diese Entdeckung, die mit den Satelliten ROSAT und EUVE gelang, kam überraschend. Schliesslich gelten Kometen als kühle Objekte, und alle bisher beobachteten Vorgänge laufen unter gemässigten Temperaturen ab. Kräftige Röntgenstrahlung war nach diesem Kenntnisstand nicht zu erwarten. When comet Hyakutake encountered Earth in March 1996 at a distance of only 15 million kilometers, X-ray and extreme ultraviolet emission was discovered for the first time from a comet with ROSAT. This discovery was surprising, because comets are cool objects, and the processes which had been previously observed to occur in a comet operate at moderate temperatures. Strong X-ray emission was not a natural consequence of the current picture of what was thought to be going on in a cometary coma.
Abb. II-11: Röntgenbild des Kometen C/1998 U5, aufgenommen einige Tage vor Ende der ROSAT -Mission.

Fig. II-11: X-ray image of comet C/1998 U5, obtained
a few days before the end of the ROSAT mission.

Die ROSAT-Daten von Hyakutake und anderen Kometen deuten darauf hin, dass die Röntgenstrahlung durch Ladungsaustausch zwischen hochionisierten schweren Atomen im Sonnenwind und den weitgehend neutralen Atomen in der Kometenkoma zustande kommt: die Ionen entziehen dem Neutralgas Elektronen, geraten dadurch in hochangeregte Zustände und strahlen dann einen grossen Teil der Anregungsenergie im extremen UV und im Röntgenbereich ab. Dieser Prozess gibt nach unseren Untersuchungen die Intensität, Morphologie und spektrale Energieverteilung der beobachteten Röntgenstrahlung ausgezeichnet wieder. The ROSAT data on Hyakutake and other comets indicate that the X-rays are produced by charge exchange between highly charged heavy ions in the solar wind and cometary neutrals. When the ions capture electrons from the cometary gas, they attain highly excited states and radiate a large fraction of their excitation energy in the extreme ultraviolet and X-ray part of the spectrum. We have investigated observable consequences of this effect and find that charge exchange reproduces the intensity, the morphology, and the spectrum of the X-ray emission very well.
Aufgrund unserer Erfahrung aus den bisherigen Röntgenbeobachtungen von Kometen konnten wir vorhersagen, dass der Komet C/1998 U5 trotz seiner geringen optischen Helligkeit von nur 9.6 mag ein helles Objekt fuer den ROSAT PSPC sein würde. Und tatsächlich wurde der Nachweis von Röntgenstrahlung dieses Kometen (Abb. II-11) zu einem Höhepunkt der letzten Rosat-Beobachtungen. Based on the experience we have obtained from the previous cometary X-ray observations, we were able to predict that comet C/1998 U5 would be easily detectable with the ROSAT PSPC, despite its total visual magnitude of only 9.6 mag. In fact, the detection of X-rays from this comet (Fig. II-11) became a highlight of the last observing campaign with Rosat. (Dennerl, Englhauser, Trümper)
Die Existenz von Staubteilchen im Sonnensystem ist seit langem durch das Zodiakallicht bekannt. Die in-situ Messung von Staubteilchen begann im Satellitenzeitalter zunächst problematisch, da technisch nicht ausgereifte Geräte viele Fehlmessungen produzierten. Erst Geräte, die die beim Einschlag produzierte Ladung messen, waren empfindlicher und zuverlässiger. Die Heidelberger Staubgruppe (Prof. Fechtig) hat Messungen von Staubteilchen im Erdumfeld (Heos), zwischen 0,25 AU und der Erde (Helios), bis zu Jupiter und außerhalb der Ekliptik (Ulysses und Galileo) vorgenommen. Seit 1993 ist auch der Nachweis interstellarer Teilchen gelungen. Beim Halleyschen Kometen wurde auch die Zusammensetzung der Staubteilchen gemessen. The so-called Zodiacal light is early proof for the existence of dust particles in our solar system. In-situ measurements started when satellites became available. They were erroneous at the beginning as many technical deficiencies produced spurious signals. Only after instruments were built, that use the impact plasma, could the measurements reach higher sensitivity and reliability. The Heidelberg dust group (Prof. Fechtig) obtained measurements of dust particles in the earth environment (Heos), between 0.25 AU and the earth (Helios), and out to Jupiter and out of the ecliptic plane (Ulysses and Galileo). The detection of interstellar dust was achieved after 1993. At comet Halley the composition of its dust particles could be determined.
Nach dem Start der Sonde Stardust mit dem am MPE gebauten Instrument CIDA wurden von April bis Juli fünf Einschläge registriert. Die aufgrund geometrischer Bedingungen als interstellar erkannten Teilchen scheinen aus hochmolekularem organischem Material zu bestehen, wie erste Analysen der Daten zeigen. Die Auswertung ist kompliziert, da bisher keine vergleichbaren Labordaten vorliegen. Die interstellaren Teilchen unterscheiden sich signifikant von denen, aus denen der Kern des Halleyschen Kometen entstand: Es fehlen ihnen die flüchtigen Bestandteile. After the launch of the Stardust space probe the MPE-built instrument CIDA received 5 impacts between April and July this year. From celestial mechanics it is clear that these were interstellar particles. They are seemingly made of an organic material of high molecular mass, as our first analyses show. The evaluation is difficult as there are no comparable laboratory data available so far. The particles are, however, quite different from the interstellar material from which the nucleus of Halley's comet was formed, as they are lacking any volatile constituents. (Kissel, Haerendel)

MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999


HTML version: 2000-03-13; Helmut Steinle