Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

Kapitel 9
Zusammenfassung
Diese Arbeit beschäftigte sich mit Jupiterelektronen in der inneren Heliosphäre. Die
Jupitermagnetosphäre stellt eine dominante und kontinuierliche Quelle energiereicher
Elektronen dar und zeichnet sich dadurch besonders für das Studium der kosmischen
Strahlung im Sonnensystem aus. Zum einen bietet die Tatsache, dass die Position dieser
Teilchenquelle zu jeder Zeit bekannt ist, die Möglichkeit, bei Messungen direkte
Rückschlüsse auf den Ausbreitungsweg zu ziehen. Dies ist bei der als isotrop einfallend
angenommenen galaktischen kosmischen Strahlung nicht der Fall. Desweiteren befindet
sich Jupiter im Gegensatz zur Sonne nicht im Zentrum des heliosphärischen Magnetfeldes.
Die Quellregion der Jupiterelektronen hat also eine asymmetrische Position in
Bezug auf das Magnetfeld im Gegensatz zu energiereichen Teilchen solaren Ursprungs.
Jupiterelektronen können in weiten Bereichen der Heliosphäre nachgewiesen werden,
wie am Beispiel des Satelliten IMP-8 gezeigt wurde.
Für die in dieser Arbeit vorgenommenen Untersuchungen wurden hauptsächlich
Messungen der Raumsonde Ulysses, einem Gemeinschaftsprojekt der ESA und NASA,
verwendet. Eins der ingesamt zwölf wissenschaftlichen Instrumente auf der Raumsonde
ist das Kieler Elektronen Teleskop (KET), welches u.a. in der Lage ist, Elektronen
im unteren MeV-Bereich, und damit Jupiterelektronen, zu detektieren. Es konnte in
Kapitel 6 gezeigt werden, dass Corotating Interaction Regions als Barrieren für die
Ausbreitung von energiereichen Teilchen wirken. Untersuchungen des Forwardshock
der CIRs konnten die von Jokipii and Kota [1991] angenommene Beziehung zwischen
Magnetfeld und Diffusionskoeffizient dahingehend bestätigen, dass ein starkes Magnetfeld,
wie es in CIRs beobachtet wird, infolge von erhöhten Fluktuationen zu einem
reduzierten Diffusionskoeffizienten führt. Von besonderer Bedeutung für die Ausbreitung
von Teilchen ist das Stream Interface, also die Grenze zwischen dem vormals
langsamen und schnellen Sonnenwindstrom. Ein sehr ausgeprägtes Stream Interface,
wie z.B. #8 im Jahr 1992, kann als tangentiale Diskontinuität aufgefasst werden. Für
die Teilchenausbreitung bedeutet dies, dass eine Diffusion über das Stream Interface
hinweg infolge eines deutliche reduzierten random walks der Magnetfeldlinien nur sehr
schwer möglich ist. Dies kann anhand von Jupiterelektronen und den am Reverse Shock
beschleunigten Protonen klar beobachtet werden.
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