Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

3.1. SONNENWIND UND INTERPLANETARES MAGNETFELD 27
Komponente hat, mit der Gyrationsfrequenz
und dem Gyroradius
ωg = qB
m
rg = v⊥
|ωg|
(3.14)
mv⊥
= . (3.15)
|q|B
Der Arcustangens aus dem Verhältnis zwischen paralleler und senkrechter Geschwindigkeitskomponente
definiert den Pitch-Winkel α:
α = tan −1
� v⊥
v�
�
(3.16)
Geladene Teilchen bewegen sich also in einem idealen, konstanten Magnetfeld mit
fester Geschwindigkeit entlang des Magnetfeldes und beschreiben gleichzeitig eine Gyrationsbewegung
senkrecht zum Magnetfeld. Betrachtet man jedoch ein inhomogenes
Magnetfeld, z.B. Krümmungen, Gradienten, Fluktuationen und random walk reicht
diese einfache Vorstellung nicht mehr aus.
3.1.5 Die Heliosphärische Neutralschicht und der solare Zyklus
Die Sonne als magnetischer Stern kann in erster Näherung als Dipol beschrieben werden.
Dementsprechend beobachtet man auf der Sonnenkorona und im interplanetaren
Raum eine Sektorstruktur, d.h. einen Wechsel zwischen Magnetfeldlinien mit positiver
und negativer Polarität. Die Grenze zwischen positiver und negativer Polarität ist
scharf abgegrenzt und wird auf der Sonnenkorona als Neutrallinie und im interplanetaren
Raum als Heliosphärische Neutralschicht bezeichnet (heliospheric current sheet,
HCS). Der Inklinationswinkel der Neutrallinie in Bezug auf den Sonnenäquator definiert
einen Konus, innerhalb dessen ein Beobachter einen durch die Sonnenrotation
hervorgerufenen Wechsel von positiven und negativen Sektoren beobachtet. Der maximale
Winkel zwischen Neutrallinie und Sonnenäquator wird als Tilt-Winkel bezeichnet
und ist, genau wie die Polarität des solaren Magnetfeldes in Bezug auf den geographischen
Nord- und Südpol der Sonne, nicht statisch, sondern einem 11-jährigen Zyklus
unterworfen. Dieser 11-jährige Zyklus wird durch die Umpolung des solaren Dipols hervorgerufen
und geht mit der Änderung der Sonnenfleckenzahl einher. Man bezeichnet
den Zustand, in den die Umpolung der Sonne abgeschlossen ist, als solares Minimum.
In diesem Zeitraum beobachtet man ein Minimum an Sonnenflecken, einen kleinen
Tilt-Winkel. Von der Ekliptik bis zu hohen Breiten beobachtet man einen Sonnenwind
des langsamen Typs, der regelmäßig von schnellen Sonnenwindströmen unterbrochen
wird, die ihren Ursprung in koronalen Löchern haben, die von hohen Breiten bis in die
Ekliptikebene reichen können.