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Die Form des Magnetfeldes wird vor allem durch die mit 300 - 800km/s schnellen (in Ausnahmefällen auch bis zu 2000km/s schnell) Sonnenwinde geprägt. Durch diese kommt es an der Sonnenseite zu einer Stauchung der Magnetosphäre auf ca. 10 Erdradien und auf der Nachtseite zur Bildung eines Magentschweifes von bis zu 100 Erdradien.
 
Die Form des Magnetfeldes wird vor allem durch die mit 300 - 800km/s schnellen (in Ausnahmefällen auch bis zu 2000km/s schnell) Sonnenwinde geprägt. Durch diese kommt es an der Sonnenseite zu einer Stauchung der Magnetosphäre auf ca. 10 Erdradien und auf der Nachtseite zur Bildung eines Magentschweifes von bis zu 100 Erdradien.
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== Substorms ==
 
== Substorms ==

Version vom 9. September 2008, 19:26 Uhr

Das Magnetfeld der Erde

5 magnetosphere.jpg

Das Magnetfeld der Erde schützt unseren Planeten vor den kosmischen Strahlungen und den hochenergetischen Teilchen der Sonne. Es kann als riesiger Stabmagnet angesehen werden, bei dem die Magnetfeldlinien vom magnetischen Süd- zum Nordpol verlaufen.

Die Form des Magnetfeldes wird vor allem durch die mit 300 - 800km/s schnellen (in Ausnahmefällen auch bis zu 2000km/s schnell) Sonnenwinde geprägt. Durch diese kommt es an der Sonnenseite zu einer Stauchung der Magnetosphäre auf ca. 10 Erdradien und auf der Nachtseite zur Bildung eines Magentschweifes von bis zu 100 Erdradien.




Substorms

Durch die Ausbildung des Schweifes, des vorbeiströmenden Sonnenwindes und deren Wechselwirkung kommt es zu einem Dynamoeffekt und zur Ausbildung von Strömen. Dadurch kommt es zu einem Energiefluss dieses Dynamos in die Magnetossphäre. Der Sonnenwind und die Ströme in den Schweiflappen führen zu starken Verzerrungen der Feldlinien in der Plasmaschicht des Magnetschweifs. Wenn diese Verzerrungen zu stark werden (die Vorgänge sind im Detail noch nicht verstanden), kann es zu Abschnürungen durch magnetische Rekonnexionen kommen - die erdnäheren Teile der Feldlinien schließen sich zu dipolähnlicheren Feldlinien, während die erdferneren Teile ein Plasmoid bilden, ein plasmagefülltes Raumgebiet mit in sich geschlossenen Feldlinien. Diese Plasmoids bewegen sich dann auf die Erde zu und verursachen in weitere Folge die Polarlichter. Zur Beschreibung dieses Phänomens liegen im Moment zwei Modelle vor

  • NENL Model

Das NENL-Modell (Near-Earth Neutral Line) geht davon aus, dass in 25 Erdradien ein Rekonnexionsprozess einen Teilsturm auslöst, der große Energiemengen in die innere Magnetosphäre transportiert. Diese werden dort in thermische Energie umgewandelt, die entlang der Plasmaschichtgrenze um die Erde geleitet wird. In der Schleife des Teilchensturms entstehen dabei die Ströme entlang der Erdmagnetfeldlinien.

  • Current-Disruption Model

Nach der CDM-Theorie (Current-Disruption Model) führt eine örtliche Instabilität im Plasma der sonnenabgewandten Seite in einem Abstand von etwa zehn Erdradien (57.400 km von der Erde entfernt) zu einer Unterbrechung im Schweifstrom der Magnetosphäre, die über die tagseitige Ionosphäre abgeleitet wird. Das führt zu einer „Verdünnungswelle“, die in einem Abstand von 25 Erdradien (153.072 km) zu einer plötzlichen Änderung in der Magnetfeldstruktur im Schweif, Rekonnexion, führt.

Zur genaueren Untersuchung dieser Phänomene wurde im Jahre 1996 die ClusterII Mission in die Erdeumlaufbahn entsannt. Hierbei bilden 4 Satelliten in veränderbarem Abstand (25 - 500km) Messstationen zur detailierten Untersuchung von Elektronen- und Ionenströme, Magnetfeldmessungen, Plasmadichtebestimmungen usw... In einem größeren Umfang untersucht die THEMIS Mission die Vorgänge der Rekonnexion. Sie umfasst 5 Satelliten die in großem Abstand in den verschiedenen Zonen des Magnetschweifes Messungen durchsuchen. Hierzu befinden sich die Satelliten auf Umlaufbahnen in denen sie sich alle 4 Tage in einer Linie im Magnetschweif der Erde befinden. Dadurch können zeitliche Abläufe während der Rekonnexion verstanden werden und es gab schon erste Erkenntnisse das die meisten Vorgänge einem im NENL beschriebenen Model ähnlich sind. Eine zukünftige Mission die sich mit diesen Vorgängen auf mikrokopischer Ebene befasst stellt das MMS Projekt dar. Hier wird versucht die Vorgänge auf Elektronenebene zu verstehen.

Datengewinnung

Ein wesentlicher Punkt in der Auswertung der Clusterdaten besteht darin, diese richtig zu kalibrieren und den zeitlichen Ablauf sowie die Position der Satelliten in der Magnetossphäre zu bestimmen. Untersuchungen konzentrieren sich auf die Abläufe während einer Rekonnexion, den detailierten Verlauf der Ströme und Magnetfeldlinien sowie die Ursachen für die auftrettenden Instabilitäten.

Hierzu wurden im folgenden die Daten aus 3 Geräten herangezogen

Die Daten von PEACE stellen im wesentlichen den Grundstein der Untersuchungen dar. Es handelt sich dabei um ein Gerät zur winkelverteilten und energieaufgelösten Messung von Elektronen und Ionen. Der abgedeckte Energiebereich reicht von 20eV bis 22keV und eine Winkelauflösung von 11° kann erreicht werden. Leider kann mit PEACE nur eine zeitliche Auflösung von 100ms erreicht werden. Es können jedoch für alle Winkel und alle Energiebereiche Messungen durchgeführt werden. Ein großer Vorteil des EDI stellt die zeitlich maximale Auflösung von 16ms dar. Im Gegenzug kann nur ein Energiebereich von 400 bis 500eV und Winkel von 0, 90 und 180° abgedeckt werden. Dies entspricht aber genau dem Energiebereich der langsam nach aussen fliessenden Elektronen, was also für diese Untersuchungen in Kombination mit PEACE ausreichend ist. Beide Instrumente ermöglichen eine Winkelabhängige Messung der Elektronen bzw. Ionen. Der Aufbau der Instrumente erlaubt ein gleichzeitiges Messen von 2 Messkanälen die sich genau gegenüberliegen. Der Satellit rotiert mit einer Geschwindigkeit von 0.25 rps (Umdrehungen pro Sekunde). Die Daten aller an den vier Cluster-II Satelliten beteiligten Instrumente sind frei im Cluster Active Archive verfügbar.

Die Kombination der FGM und EDI Messdaten ermöglicht eine genaue Bestimmung der Flugbahn der Satelliten durch die verschiedenen Zonen des Magnetschweifes. Es wird nach Möglichkeit versucht nur Daten zu untersuchen in welchem sich die Satelliten im hochauflösenden Modus und in der Rekonnexionsregion im Schweif befinden. Weitere wichtige Regionen wären zum Beispiel ein überschreiten der Separatrix und durchqueren des Jetflows. Unter Separatrix kann man im wesentlichen die erste wieder verbundene Magnetfeldlinie verstehen.

Datenkalibrierung

Die Daten des CAA werden als CDF Files zur Verfügung gestellt und stehen wie bereits erwähnt jedem frei zum Download bereit. Die Daten müssen jedoch erst winkelabhängig korrigiert werden da sich der Satellit ja andauernd in Bewegung und Rotation befinden. Im Anschluss muss eine weitere Anpassung der Daten erfolgen da die Effizienz der Detektoren bei dieser Winkelabhängigen Kalibrierung noch nicht berücksichtigt wurde. Aufgrund der Neuheit der Daten muss diese Anpassung jedoch ohne die Entwickler erfolgen, da diese sozusagen über ein Erstauswertungsrecht verfügen. Hierzu gibt es mehrere Möglichkeiten: Konstante Faktoren Konstanter Offset Offset der bei konstantem Magnetfeld errechnet wird Faktor der bei konstantem Magnetfeld errechent wird Zusammenfassung und Anpassung von benachbarten Datenpacketen Eine solche Kalibrierung ist im allgemeinen jedoch mit äusserster Vorsicht zu genießen und muss von Fall zu Fall unterschiedliche bewertet und durchgeführt werden.

Datenauswertung

Nach der Kalibrierung der Daten geht es nun im wesentlichen um das Auffinden von Ereignissen in denen es zu Rekonnexion oder durchqueren interessanter Regionen gekommen ist. Hierzu werden PEACE und EDI Daten herangezogen und grob größere Zeiträume nach Grenzphänomenen untersucht. Konnte so ein Ereigniss ausgemacht werden beginnt man sich die Daten für die parallel und antiparallel fliegenden Teilchen genauer anzusehen. In Kombination mit den zu diesen Zeitpunkten vorliegenden Magnetfeldern kann eine zeitliche Abfolge der Ereignisse rekonstruiert werden.