Stehende Kruskal-Schwarzschild-Moden an der Magnetopause

1.2 Sonnenwind und Magnetosphäre
Hindernis gegeben durch das Erdmagnetfeld darstellt. Liegt das IMF parallel zur Grenzflächennormale
(in Abbildung 1.2 wäre dies am oben dargestellten Segment der Bugstoßwelle
der Fall), so spricht man von einer quasi-parallelen Stoßwelle (engl.: quasi-parallel
shock). Der umgekehrte Fall, wenn IMF und Normale der Stoßwelle senkrecht zueinander
stehen, heißt quasi-senkrechte Stoßwelle. Die quasi-parallele Stoßwelle zeichnet
sich durch ein vorgelagertes Gebiet erhöhter Wellenaktivität im Sonnenwind aus, das als
Foreshock-Region bezeichnet wird.
Das Erdmagnetfeld stellt für den Sonnenwind ein im Wesentlichen undurchdringbares
Hindernis dar. Der Sonnenwind muss also vor dem Hindernis um dasselbe herumgeleitet
werden. Da der Sonnenwind im Bezugssystem der Erde mit supersonischer Geschwindigkeit
eintrifft, bildet sich vor dem Hindernis (Magnetfeld der Erde) eine Bugstoßwelle aus.
Ohne diese Bugstoßwelle wäre es nicht möglich, die Umströmung der Erdmagnetfeldregion
(innere Magnetosphäre, grün dargestellte Region in Abbildung 1.2) zu gewährleisten,
da sich die Information über die Existenz des Hindernisses nicht entgegen der Strömungsrichtung
in einer supersonischen Strömung ausbreiten kann. Maßgeblich ist hierbei
der Vergleich der
√
Sonnenwindgeschwindigkeit v sw mit der magnetosonischen Geschwindigkeit
V MS = V 2 S + V2 A , die aus Schallgeschwindigkeit V S und Alfvéngeschwindigkeit
V A = B/ √ µ 0 ρ zusammengesetzt ist und als oberes Limit für die Ausbreitungsgeschwindigkeit
von magnetohydrodynamischen Wellen im warmen Plasma anzusehen ist. Hierbei
bezeichnet ρ die Massendichte im Plasma.
Wie der Name der Bugstoßwelle schon andeutet, ist sie eine Welle, die entgegen der
Strömungsrichtung des Sonnenwindes propagiert. Die Geschwindigkeit stimmt dabei im
stationären Fall exakt mit der Sonnenwindgeschwindigkeit überein, so dass die Bugstoßwelle
im Bezugssystem der Erde feststeht. Über die Bugstoßwelle hinweg findet ein Prozess
der Energieübertragung statt, so dass aus der kinetischen Energie der gerichteten
Strömung eine Erhöhung der ungerichteten kinetischen (thermischen) Energie der Protonen
und Elektronen des Sonnenwindes gespeist wird; die Temperatur des Plasmas nimmt
beim Übergang zu. Das Plasma wird dabei insgesamt verzögert, so dass dessen Geschwindigkeit
unter die magnetosonische Geschwindigkeit fällt; die Strömung ist folglich hinter
der (subsolaren) Bugstoßwelle submagnetosonisch.
Diese Region hinter der Bugstoßwelle, in der die Umströmung durch das Sonnenwindplasma
stattfindet, wird als Magnetosheath bezeichnet (hellblau dargestelltes Gebiet
in Abbildung 1.2). Aufgrund der Verlangsamung und der resultierenden Kompression des
Plasmas muss der magnetische Fluss in der Magnetosheath gegenüber der Situation im
ungestörten Sonnenwind zunehmen. Dies ist in der Abbildung anhand der in der Magnetosheath
fortgesetzten, gekrümmten Feldlinien des IMF zu erkennen. Dieses Umschlingen
des Hindernisses Erdmagnetosphäre durch das Magnetfeld wird auch als Drapierung
(engl.: draping) bezeichnet.
Die nächste Grenzfläche stellt das eigentliche Hindernis für die Sonnenwindpartikel
dar: die Magnetopause (dunkelblaue Linie in Abbildung 1.2). Sie ist die Grenzschicht,
die die Teilchen und das entsprechend eingebettete Magnetfeld solaren Ursprungs in der
Magnetosheath von der Plasmapopulation in der (inneren) Magnetosphäre trennt; letztere
Region ist vom Erdmagnetfeld durchsetzt. Eine Erklärung dafür, dass es nicht möglich
ist, diese zwei unterschiedlichen, magnetisierten Plasmen zu mischen, ist wiederum durch
das hydromagnetische Theorem gegeben. Da beide Plasmen in ihren jeweiligen Flussröh-
15