Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

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76 KAPITEL 6. EINFLUSS VON CIRS AUF JUPITERELEKTRONEN Abbildung 6.18: Das Magnetfeld in RTN-Koordinaten und die berechnete Varianz der Komponente der CIR # 8 1992 in Sekundenauflösung. und Reverseshock. Insbesondere die CIR #8 1992 zeigt diese klare Signatur sowohl am Forward als auch am Reverseshock. Besonders am Reverseschock, wo typischerweise wesentlich mehr Ionen beschleunigt werden (siehe z.B. Richardson [2004]), beobach-
6.2. CIRS ALS DIFFUSIONSBARRIERE FÜR MEV-ELEKTRONEN 77 tet man eine sehr hohe Zährate und wie im Fall der Elektronen des E4-Kanals einen starken Abfall der Zählraten von ∼ 30 counts/s auf weniger als 1 count/s unmittelbar am Stream Interface. Die Zählraten der am Forwardshock beschleunigten Protonen nehmen mit zunehmenden Abstand zum Schock ab und weisen, zusammen mit den Protonen des Reverseschocks ein lokales Minimum am Stream Interface auf. Im Fall der CIR # 17 2004 ist die Schockbeschleunigung deutlich weniger ausgeprägt, doch auch hier befindet sich das Zählratenminimum am Ort des Stream Interfaces. Das Minimum der am Schock beschleunigten Protonen und die starke Abnahme der Elektronenzählrate haben also ihren Grund in einem reduzierten random walk der Magnetfeldlinien und das Beispiel der sehr ausgeprägten CIR #8 1992 zeigt eindeutig, dass das Stream Interface eine Barriere für Teilchen ist. Das Stream Interface trennt also nicht nur Sonnenwindplasmen aus unterschiedlichen Ursprungsregionen, sondern auch Populationen energetische Teilchen wie beschleunigte Ionen oder galaktische kosmische Strahlung und Jupiterelektronen die sich upstream bzw. downstream zum Stream Interface befinden. Betrachtet man Abbildung 6.18, sieht man analog zu Abbildung 6.15 eine im Vergleich zum umgebenen Sonnenwind eine große Varianz der RTN-Komponente des Magnetfeldes. Bermerkenswert ist, dass sich am Stream Interface (Tag 361.31) fast die gesamte Magnetfeldstärke auf die N-Komponente vereint und man für einen sehr kurzen Zeitraum eine deutlich verringerte Varianz der N-Komponente beobachtet. Welche Rückschlüsse dies auf die Struktur des Magnetfeldes zulässt, veranschaulicht Abbildung 6.19. Der linke Teil der Abbildung zeigt das Prinzip des random walk der Magnetfeldlinien des Sonnenwindplasmas. Die Senkrechtdiffusion von Teilchen kann durch diesen random walk, also die Feldlinienvermischung, erklärt werden, da die Magnetfeldlinien im Gegensatz zum idealen Magnetfeld auch eine Komponente B⊥ besitzen, entlang derer Teilchenpropagation stattfindet. Der rechte Teil der Abbildung 6.19 zeigt schematisch den Fall einer Magnetfeldkonfiguration wie sie nach den obigen Ausführungen am Ort des Stream Interfaces erwartet wird in Form einer sog. shear layer. Die Normalkomponenten des Magnetfeldes verschwinden am Stream Interface was bedeutet, das die Bereiche vor bzw. hinter dem Stream Interface magnetisch nicht verbunden sind. Daher beobachtet man ein Minimum der schockbeschleunigten Ionen und der galaktischen kosmischen Strahlung sowie einen starken Abfall der Jupiterelektronenzählrate hinter dem Stream Interface. Die Superimposed Epoch Analyses (Abbildung 6.13) zeigt daher auch eindeutig, das das Minimum der Zählraten am Stream Interface erreicht ist, sowohl wenn die Zählraten bereits am Forwardshock abnehmen, als auch wenn die Abnahme am Stream Interface erfolgt. Diese Beobachtungen lassen Vermutungen über die Beschaffenheit der Sonne am Rand zwischen koronalem Loch und Streamer Belt zu. Der random walk, also die Vermischung von Magnetfeldlinien wird als Resultat der Konvektion von Supergranulen (Abbildung 6.20) in der Photosphäre der Sonne angenommen. Am Stream Interface beobachtet man jedoch wie beschrieben einer reduzierten random walk. Dies ist ein Hinweis, das eine Konvektion von Supergranulen zwischen den Bereichen der koronalen Löcher und dem Streamer Belt im Fall einer sehr klar definierten Grenzschicht nicht
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Jupiterelektronen in der inneren He
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