Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...

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