Dr. Konrad Schwingenschuh/ÖAW Vom 6.Bis 16. März 2012

Präsentation zum Thema: "Dr. Konrad Schwingenschuh/ÖAW Vom 6.Bis 16. März 2012"—  Präsentation transkript:

1 Messung planetarer und interplanetarer Magnetfelder Sommersemester 2012 Lehrveranstaltung:  440.413
Dr. Konrad Schwingenschuh/ÖAW Vom 6.Bis 16. März 2012 Folien © Dr. Konrad Schwingenschuh

2 ftp und WWW -Adressen ftp://ftp.iwf.oeaw.ac.at/pub/schwingenschu/vorlesung2012_ _Magnetfelder Webseite: Adresse: Dr. Konrad Schwingenschuh 1. Stock, 1c6  Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften Abteilung für Experimentelle Weltraumforschung  Schmiedlstrasse 6 A-8042 Graz Telefon:  Fax:      Mobiltelefon:  

3 Inhaltsverzeichnis Tag-3
Struktur des Sonnenwindes Wellen und Magnetfelder: ULF (Schwingungen von Magnetfeldlinien) Whistler (elektromagnetische Wellen entlang von Magnetfeldlinien) Tweeks (Dispersion elektromagnetischer Wellen an ionosphärischen Schichten ohne Magnetfeld) Natürliche elektrische und magnetische Felder Umpolungen des Erdmagnetfeldes Plattentektonik und Magnetometer: Erde und Mars

4 Wichtige Eigenschaften des Sonnenwindes 3
Die archimedische Spirale des interplanetaren Magnetfeldes (IMF): theta = theta0 + omega*t r = Rs + vt daraus folgt: r = Rs + v/omega * (theta – theta0 Winkel zwischen radialer Richtung und Spirale: tg chi = r * omega / v (chi in Erdentfernung etwa 45°)

5 Die Archimedische Spirale des IMF
Zur Herleitung der Gleichung der Rasensprengerspirale: Eine Partikelquelle auf der Sonne rotiert mit der Winkelgeschwindigkeit omega und befindet sich zur Zeit t = 0 in theta0. Dadurch bekommt eine Magnetfeldlinie des IMF die Form einer Rasensprengerspirale.

6 Ulysses Sonnenwind & IMF
Hallo Hr. Schwingenschuh! Anbei sind zwei Ergebnisse/Grafiken von Ulysses: 1) lasco_swoops.jpg Solar wind speed und IMF Polaritaet ueber eine polare Sonnenrunde. In der Ekliptik die ueblichen ca. 400 km/s, bei Sektoren darueber und darunter ca. 800 km/s. Obere Hemisphaere outward IMF, untere Hemisphaere inward IMF 2) lasco_swoops_new.jpg Wieder die Solar wind speed mit ca. 400 km/s in Ekliptik und 800 km/s in den Bereichen ueber/unter ca. 10 Grad. Zusaetzlich ist die Dichte aufgetragen, hier ist in der Ekliptik die grosse Dicht und in den Bereichen (dort wo die Speed hoch ist) eine geringe Dichte. lg, hue Morphology of the solar wind during the solar cycle. Bottom panel: Average and smoothed monthly sunspot number; top panels: polar plots of the solar wind speed as observed with the SWOOPS sensor on Ulysses during the two polar orbits completed so far, with the colour of the speed curve indicating the magnetic polarity. The background images are composites of corresponding SoHO LASCO and EIT images illustrating the typical shape of the solar corona at minimum (top left) and at maximum (top right) activity. The difference of the solar wind speed distribution between the minimum and the maximum heliosphere is striking (adapted from McComas et al., 2003). Picture Credit: Ulysses

7 Ulysses Sonnenwind & IMF
Sonnenwind und IMF Polarität über einen polaren Orbit. In der Ekliptik sind im Mittel die üblichen ~ 400 km/s, bei Sektoren darüber und darunter ~ 800 km/s. Das IMF ist in dieser Periode in der oberen (unteren) Hemisphäre nach außen (innen) gerichtet. Picture Credit: Ulysses Sonnenwind Geschwindigkeit mit ~ 400 km/s in der und um die Ekliptik, ~ 800 km/s in den Bereichen darüber und darunter. Zusätzlich ist die Dichte aufgetragen: In der Ekliptik ist eine höhere Dichte verglichen mit anderen Bereichen des Ulysses Orbits. Picture Credit: Ulysses

8 Wellengleichung Der harmonische Ansatz ergibt:
Nabla= i*k (rot(H)= ik x H) Zeitliche ableitung = -i*omega laplace H + k^2*H = 0 k^2 = -i*omega*mu*(sigma + i*omega*epsilon) Dispersion: Geschwindigkeit d/dk (omega)ist von der Frequenz abhängig

9 Einige Formeln der Plasmaphysik 2
Plasmafrequenz: f = 9000 * n^1/2 n ... Plasmadichte pro cm^3 Kinetische Energiedichte des Plasmas: ½ rho*v^2 Magnetische Energiedichte: B^2/(2µ) Thermische Energie: 3nkT (Protonen und Elektronen) Druck: p = nkT + B^2/(2µ) Alfvengeschwindigkeit = B/(2µ*rho)^1/2 dH/dt = rot [v H] + 1/(µ*sigma) * div grad (H) rho * d v/dt = - grad p + [j H ] + rho g Zyklotronfrequenz: omega_e = e/m*B

10 Dispersion In der Erdionosphäre breiten sich elektromagnetische Wellen nicht für alle Frequenzen gleich schnell aus. Hohe Frequenzen sind schneller als tiefe. Dies wird ‚normale Dispersion‘ genannt. Dadurch kommen hohe Frequenzanteile schneller bei der Messstation an.

11 Dynamisches Spektrum Zeichnet man die aufgenommen Spektren über die Zeit auf, so erhält man ‚dynamische Spektren‘. Die Dispersion ist so als ‚Schweif‘ sichtbar. Je weiter der zurückgelegte Weg ist, desto länger wird der Schweif.

12 Bei näheren Blitzereignis spricht man von ‚Tweeks‘

13 Ist ein äußeres Magnetfeld vorhanden, dann kann aus dem elektromagnetischen Blitzsignal ein Whistler entstehen.

14 Löcher in einer Ionosphäre?
Unterhalb der Plasmafrequenz können sich keine elektromagnetischen Wellen ausbreiten Fp in Hertz = 9000*sqrt(Elektronendichte pro cc) Ist ein äußeres Magnetfeld vorhanden, dann können sich auch Whistler unterhalb der Plasmafrequenz ausbreiten: die Ionosphäre bekommt Löcher

15 Alfvenwellen Die Magnetfeldlinien in einem Plasma verhalten sich wie massebehaftete Saiten (eingefrorenes Magnetfeld) Alfvengeschwindigkeit Va = sqrt(Energiedichte/Massendichte) = B/sqrt(2*mu*rho) Die ULF Pulsationen sind Schwingungen der Magnetfeldlinien zwischen Magnetopause und Ionosphäre der Erde. Die Messung der Pulsationsfrequenz erlaubt Rückschlüsse auf die Massendichte in der Magnetosphäre Pulsationen: pulsierende Bewegungen von langen Magnetnadeln (19. Jahrhundert)

16 Messung erdmagnetischer Pulsationen in China
Gleichzeitige Magnetfeldmessungen (Abtastrate 1 Hz) der Grazer Bodenstationen (Projekt CHIMAG) in Peking (BJI), Wuhan (WHN) und Hainan (HFK). Die Messungen zeigen zwei Pi2 Pulsationen, die vorwiegend zum Beginn von Teilstürmen auftreten. Das obere Teilbild zeigt die Horizontalkomponente des Erdmagnetfeldes. Die durch einen Bandpass (7 bis 20 mHz) geschickten Daten sind im unteren Teilbild dargestellt.

17 Natürliche elektrische und magnetische Felder sowie magnetische Momente
Elektr.Schönwetterfeld ca 100 V/m Magnetfeld auf der Erdoberfläche ca nT(0.5 Gauss) Magne. Moment der Erde: M = 8*10^25 Gcm^3 (0.307 G*R^3) Obere Grenze für globales Mars Dipolmoment ca. 10^19 Am^2 (PHOBOS) MGS entdeckt auf dem Mars starke, lokale Magnetfelder Mond hat kein flüssiges Inneres  kein internes, globales Magnetfeld, allerdings magnetische Anomalien Saturn: M ca gauss-Rs3 (Rs ca km ) Saturn Dipol Offset ca 0.04 Rs Magnetar (rotierender Neutronenstern mit superstarkem Magnetfeld) B ca. 800*10^12 G = 8*10^10 T Max. im Labor mit supraleitenden Magneten: B ca. 100 T

18 Die Entstehung natürlicher, magnetischer Momente
Magnetisiertes Oberflächenmaterial von Himmelskürpern Aktiver Dynamo: Rotation und flüssiger Kern notwendig Umpolungen sind möglich: Sonne und Erde Wahrscheinlich ein Zusammenbrechen und neuer aufbau des Momentes und keine Rotation

19 Polaritätswechsel des Erdmagnetfeldes
Die Skala zeigt verschiedene Polaritäswechsel in der Erdgeschichte während der letzten 5 Mio Jahre. Schwarze Balken zeigen normale Polarität an, weiße zeigen eine umgekehrte Polarität. Die Mittlere Dauer eines Überganges beträgt etwa 5000 Jahre. Diese Daten wurden durch die Bestimmung des Magnetischen Momentes von Bohrproben gewonnen (Squid- Magnetometer).

20 Lavaschichten als Speicher der Magnetfeldpolarität
Lava nimmt beim Erstarren die Richtung des gerade herrschenden Magnetfeldes an (Curie). Auf diese Weise speichern die Lavaschichten in verschiedenen Tiefen die Geschichte der Magnetfeldumpolungen.

21 Magnetfeldstreifen als Beweis für die Plattentektonik
Bei der tektonischen Bewegung der Platten steigt Lava aus dem Erdinneren auf, und es bildet sich neuer Meeresboden. Bei der Abkühlung des geschmolzenen Gesteins wird das gerade herrschende Magnetfeld eingefroren. Dadurch entstehen die in den 50er Jahren von marinen Magnetometern erstmals entdeckten magnetischen Streifenmuster.

22 Mars: magnetische Anomalien
1989: PHOBOS-2 entdeckt Mars hat (k)ein Magnetfeld 1999: MGS findet magnetische Anomalien während Aerobreaking: nur auf der Südhalbkugel Reste eines fossilen Magnetfeldes am Mars Plattentektonik ? Vulkane oder Meteore Wasser in der Frühzeit; Reste von Radar an Bord von MEX der ESA gefunden