Jupiterelektronen - Institut für Experimentelle und Angewandte ...
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6.3. CIR #1 2005 - JUPITERELEKTRONEN ODER SOLARER EINFLUSS? 79<br />
Tag 12.9. Ebenfalls wird am Stream Interface kein Minimum dieser schockbeschleunigten<br />
Protonen beoabachtet. Betrachtet man das Magnetfeld, sieht man eine starke<br />
Abnahme der Magnetfeldstärke beginnend bei Tag 13.25 mit einen Minimum bei bei<br />
Tag 13.5. In diesen 6 St<strong>und</strong>en nimmt die Magnetfeldstärke von 1.8 nT auf 0.3 nT ab,<br />
um dann symmetrisch zum Abfallprofil wieder anzusteigen.<br />
Im Folgenden soll der Frage nachgegangen werden, ob es sich bei diesem Elektronenevent<br />
um <strong>Jupiterelektronen</strong> oder um Elektronen solaren Ursprungs handelt. Maia<br />
et al. [1998] berichten von einem mit Ulysses beobachteten Propagationskanal <strong>für</strong> Elektronen<br />
<strong>und</strong> Ionen in der CIR vom 26-31 Oktober 1991 bei einem heliozentrischen Abstand<br />
von 4.7 AU. Dieser Propagationskanal stellt eine, von Diskontinuitäten begrenzte<br />
Verbindung zwischen der Sonne <strong>und</strong> der Raumsonde dar, über die Teilchen von der<br />
Sonne direkt in den Raum transportiert werden. Dies äussert sich in einem zur Umgebung<br />
deutlich erhöhten Elektronenfluß innerhalb des Propagationskanals mit einer<br />
deutlichen Abnahme des Flußes an den Diskontinuitäten. Im Fall von Ionen ist gegenteiliges<br />
der Fall, hier beobachtet man innerhalb des Propagationskanals eine ein konstant<br />
niedriges <strong>und</strong> flaches Zählratenniveau. jedoch deutlich höhere Zählraten ausserhalb<br />
des Propagationskanals. Dies bedeutet, das die Elektronen, die sich im Propagationskanal<br />
befinden, diesen nicht verlassen können, so wie keine Ionen von ausserhalb in<br />
den Propagationskanal gelangen können. Da die Energien der mit dem KET <strong>und</strong> LET<br />
detektierten Teilchen zu hoch sind (von einer Kanalstruktur sind hauptächlich Teilchen<br />
im keV-Bereich betroffen) kann anhand dieser Daten keine Aussage bzgl. eines<br />
eventuellen Propagationskanals gemacht werden, jedoch weisen Strukturen des Magnetfeldes<br />
auf einen, bzw. mehrerer solcher Propagationskänale hin, da zu Beginn von<br />
Tag 13 mehrere Unstetigkeiten in den Magnetfelddaten (Abbildung 6.23) zu sehen sind.<br />
Abbildung 6.23 zeigt den Betrag sowie die ϕ- <strong>und</strong> ϑ-Komponente des magnetischen<br />
Feldes zwischen Tag 11.5 <strong>und</strong> 15.5. Anhand des Magnetfeldes ist auszuschliessen, dass<br />
eine CME Ursache der erhöhten Elektronenzählraten ist, da sich eine CME durch eine<br />
Magnetfeldstärke deutlich über dem mittleren Feld auszeichnet <strong>und</strong> der Magnetfeldvektor<br />
in diesem Fall eine ” ruhige“ Rotation um 360 ◦ während ungefähr eines Tages<br />
beschreibt (Schwenn and Marsch [1990]). Im untersuchten Zeitbereich beobachtet man<br />
jedoch eine Abnahme des Magnetfeldes <strong>und</strong> der Magnetfeldvektor wechselt zwischen<br />
Tag 13.45 <strong>und</strong> 13.65 sehr häufig seine Richtung. Insbesondere die ϕ-Komponente zeigt<br />
eine starke Variabilität <strong>und</strong> wechselt zwischen +180 ◦ <strong>und</strong> -180 ◦ . Dieser häufige Wechsel<br />
zwischen positiver <strong>und</strong> negativer ϕ-Komponente bedeutet ein vielfaches überschreiten<br />
der heliosphärische Neutralschicht, ehe die ϕ-Komponente nach Tag 13.65 entgültig im<br />
negativen Sektor verbleit. Das Stream Interface zeigt die Signatur einer Diskontinuität,<br />
da die ϕ- <strong>und</strong> ϑ-Komponente hier eine Unstetigkeit aufweisen <strong>und</strong> die Magnetfeldstärke<br />
kurzzeitig stark abfällt.<br />
Infolge des häufigen Wechsel des magnetischen Sektors, also dem Überschreiten der<br />
Neutrallinie, beobachtet man die geringe Magnetfeldstärke in diesem Bereich. Um das<br />
Verhalten von Teilchen in einer solchen Magnetfeldkonfiguration zu beschreiben, geht