Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

22 KAPITEL 3. DIE HELIOSPHÄRE
Dieser radial von der Sonne abströmende Sonnenwind besteht hauptsächlich aus
Protonen und Elektronen. Schwere Komponenten wie z.B. α-Teilchen treten nur in
sehr geringen, aber zeitlich variablen Mengen auf. Tabelle 3.1 bietet einen Überblick
über einige wichtige Eigenschaften des Sonnenwindes bei 1 AU, d.h. in Erdbahnnähe.
Zusammensetzung: ≈ 96% p, 4% α-Teilchen, e −
Dichte : np ≈ ne ≈ 6 cm −3
Geschwindigkeit : u ≈ 470 km/s
Protonenfluss npu ≈ 3 · 10 12 m -2 s -1
Protonentemperatur T ≈ 10 5 K
Tabelle 3.1: Gemittelte Eigenschaften des Sonnenwindes bei 1 AU. Aus Schwenn and
Marsch [1990] und Prölss [2004].
Besonders auffällig ist die starke Variabilität des Sonnenwindes und das Auftreten
von zwei verschieden Zuständen des Sonnenwindes. Zum einen wird der sogenannte
langsame Sonnenwind beobachtet mit einer Ausbreitungsgeschwindigkeit zwischen 250
km/s und 400 km/s und einer durschnittlichen Teilchendichte von 8 Ionen/cm 3 bei
1 AU. Demgegenüber steht der schnelle Sonnenwind, der sich durch deutlich höhere
Geschwindigkeiten im Bereich von 400 km/s bis über 800 km/s und einer deutlich
geringeren Dichte von 3 Ionen/cm 3 auszeichnet.
Abbildung 3.1: Aufnahmen der Sonne mit SOHO/EIT (Fe XII 195 ˚A). Der Kreis markiert
ein koronales Loch (dunkleres Gebiet), die Quellregion des schnellen Sonnenwindes. An
den Polen der Sonne sind zudem deutlich die sogenannten Polaren Löcher zu erkennen,
die Quellregionen des schnellen Sonnenwindes bei hohen Breiten im solaren Minimum.
Wie sich durch backmapping, also das Zurückverfolgen von Sonnenwindsektoren,
zeigen lässt, unterscheiden sich die langsamen und schnellen Sonnenwindströme hinsichtlich
ihrer Ursprungsregionen auf der Sonne. Der schnelle Sonnenwind hat seinen