Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

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58 KAPITEL 6. EINFLUSS VON CIRS AUF JUPITERELEKTRONEN men, um das Auftreten des Forward-, bzw. Reverseshocks und des Stream Interfaces in den CIR-Strukturen durch die in Abschnitt 3.3 beschrieben Eigenschaften zu bestimmen. Die Ergebnisse sind im Anhang A tabellarisch vermerkt und in Abbildung 6.4 eingezeichnet, wobei die vertikalen Linien das Stream Interface der CIR markieren. Im Fall von mehreren Stream Interfaces in einer CIR, ist das erste Stream Interface eingezeichnet. Wie im einleitenden Kapitel über die Entstehung und Eigenschaften von CIRs beschrieben und in den Abbildungen zu erkennen ist, geht das Auftreten einer CIR mit einem sprunghaften Anstieg der Sonnenwindgeschwindigkeit, der Magnetfeldstärke, der Dichte sowie einer erhöhten Zählrate an niederenergetischen Protonen einher. Insgesamt konnten so sechs CIRs im Zeitraum von Tag 200 bis Tag 365 gefunden werden, wobei die Identifikation der Schockwellen und des Stream Interfaces bei CIR die Marsden et al. [1993] für die Zeit 1991.213-216 angeben, aufgrund eines solaren Events sowie großen Lücken in den SWICS-Daten nicht möglich war. Das fly-by Manöver im Schwerefeld des Jupiter im Februar 1992 brachte Ulysses auf seine entgültige Flugbahn und damit in die Lage, CIRs auch in hohen heliographischen Breite zu beobachten. Im Zeitraum von 1992 bis 1993 legte die Sonde eine Breitendifferenz von 42.5 ◦ zurück, der Sonnenwind weist in dieser Zeit eine regelmäßige Struktur (Abbildung 6.5 und 6.6) auf. Bis Mitte 1992 befand sich Ulysses im langsamen Sonnenwind (u = 400 − 600 km/s). Ab einer Breite von -13 ◦ beobachtet man den Einfluss periodisch auftretender schneller Sonnenwindströme mit Geschwindigkeiten über 600 km/s bis Ulysses Ende Juli 1993 bei einer heliographischen Breite von -36 ◦ den Bereich des ausschließlich schnellen Sonnenwindes (u > 750 km/s) zu erreichen (McComas et al. [1998]). Die aus der Wechselwirkung des langsamen Sonnenwindes des Streamerbelts und des schnellen Sonnenwindes des koronalen Loches entstandenen CIRs wurden z.B. in Wimmer-Schweingruber et al. [1997] untersucht. Die dort beschriebenen CIRs sind ebenfalls in Anhang A aufgelistet. Ingesamt wurden 15 CIRs identifiziert, davon wurden acht 1992 beobachtet, die übrigen sieben 1993. Bezüglich des zweiten, weiter entfernteren fly-bys 2003/04 wurde die Zeit von 2004 bis 2005 analog zum ersten fly-by untersucht und die beobachteten CIRs im Anhang A vermerkt und im Plot 6.7 bzw. 6.8 eingezeichnet. Im Vergleich zu 1992/93 ist der Sonnenwind 2004 deutlich weniger klar strukturiert sondern weisst eine sehr komplexe Struktur von koronalen Löchern auf. Im Zeitraum von Anfang bis Ende 2004 wurden 22 korotierende Strukturen gefunden. Abbildung 6.8 zeigt für 2005 eine deutlich einfachere Struktur des Sonnenwindes. Deutlich zu erkennen ist der Wechsel zwischen langsamen und schnellen Sonnenwindströmen. Das Auftreten von CIRs ist wiederum durch vertikale Linien gekennzeichnet und im Anhang A eingetragen. Aufgrund des Auftretens solarer Events ab Tag 160 die durch einen deutlichen Anstieg in den Protonenzählraten gekennzeichnet sind, ist eine Bestimmung der Schockwellen für die entsprechenden CIRs kaum möglich und wurde daher nicht vorgenommen, da auch bereits vorher ein Verschwinden der Jupiterelektronen bei diesen heliographischen Breiten beobachtet wird. In Kapitel 8 wird auf diese Beobachtung genauer eingangen. Auch die CIRs #2 und #7 sind, wie an einer deutlich erhöhten Protonenzählrate zu erkennen ist, von solaren Events überlagert und wurden
6.2. CIRS ALS DIFFUSIONSBARRIERE FÜR MEV-ELEKTRONEN 59 Abbildung 6.3: Carrington-Map der Sonnenkorona für die Carrington-Rotation 2012 (2004-01-13 15:24 - 2004-02-09 21:53). Die sehr unregelmässige Struktur der koronalen Löcher ist Ursache der vielen korotierenden Ereignisse im Jahr 2004. daher nicht für die Untersuchungen herangezogen. 6.2 CIRs als Diffusionsbarriere für MeV-Elektronen Die unteren Plots der Abbildungen 6.4, 6.5, 6.7 und 6.8 zeigen zum einen die Elektronenzählraten des E4-Kanals (2.5 - 7 MeV), in dem - wie bereits beschrieben - neben energiereichen solaren und galaktischen Elektronen vor allem Jupiterelektronen gemessen werden, und zum anderen den P34-Protonenkanal. In den untersuchten Zeiträumen befanden sich Ulysses und Jupiter stets in einer longitudinalen Position zueinander, dass eine CIR erst Ulysses erreichte, und erst später den Jupiter. In der ersten Hälfte des Jahres 1991 ist eine deutliche Korrelation zwischen Elektronen- und Protonenzählrate zu erkennen, was auf die erhöhte solare Aktivität zu dieser Zeit zurückzuführen ist. Ab Mitte 1991 beobachet man neben einem langfristigen Anstieg der Elektronenzählraten aufgrund der Jupiterannäherung zusätzlich einen mehrmaligen Abfall und Anstieg der Elektronenzählraten mit jeweils einigen Tagen Dauer, der nicht mit der Protonenzählrate verknüpft ist. Deutlich ist ein Zusammenhang zwischen dem Auftreten einer CIR und dem Abfall der Elektronenzählrate zu erkennen. Einige Tage vor dem Auftreten einer CIR bzw. des Stream Interfaces beobachtet man eine steile Abnahme der Zählrate und ein Minimum zum Zeitpunkt des Stream Interfaces bei unveränderten Protonenzählraten. Einige Tage nachdem die CIR über Ulysses hinwegkonvektiert ist, setzt ein Wiederanstieg der Zählraten ein. Dieser Wiederanstieg ist, wie später gezeigt wird, damit verknüpft, dass die CIR schließlich auch Jupiter passiert hat. Neben dem Zusammenhang zwischen Abfall der Elektronenzählrate und Auftreten einer CIR ist jedoch deutlich eine Modulation des Elektronenflusses zu er-
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Jupiterelektronen in der inneren He
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6 KAPITEL 1. EINLEITUNG Abbildung 1
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