Space Weather - Institut für Physik
Space Weather - Institut für Physik
Space Weather - Institut für Physik
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<strong>Space</strong> <strong>Weather</strong><br />
Thomas Penz<br />
<strong>Institut</strong> <strong>für</strong> Weltraumforschung, Österreichische<br />
Akademie der Wissenschaften<br />
<strong>Institut</strong> <strong>für</strong> <strong>Physik</strong>, Fachbereich <strong>für</strong> Theoretische <strong>Physik</strong>,<br />
Universität Graz
Auswirkung von Phänomenen auf der Sonne und im<br />
interplanetaren Raum auf die Erdmagnetosphäre und –<br />
ionosphäre sowie die Erdoberfläche.
Komponenten des <strong>Space</strong> <strong>Weather</strong>s<br />
Die Sonne<br />
Der<br />
Der interplanetare<br />
Raum<br />
Die Magnetosphäre<br />
Die Erde
Die Sonne<br />
Größe/Radius: 700.000 km (109 Re)<br />
Rotationdauer am Äquator: 25 Erdentage<br />
Rotationdauer am Pol: 30 Erdentage<br />
Mittlere Oberflächentemperatur: 5500°C<br />
Kerntemperatur: 15 x 10 6 °C<br />
Zusammensetzung: 70% H, 28% He
Aufbau der Sonne
Die Photosphäre<br />
Stellt die sichtbare Sonnenoberfläche dar und hat eine Dicke von<br />
ungefähr 100 km.<br />
Man kann zahlreiche bemerkenswerte Phänomene beobachten:<br />
Sonnenflecken<br />
Granulation<br />
Supergranulation
Die Chromosphäre<br />
Ist eine irreguläre Schicht in der die Temperatur von 6000 K auf<br />
über 20.000 K zunimmt. Bei dieser Temperatur emittiert<br />
Wasserstoff Licht im rötlichen Bereich des Spektrums.<br />
Die Chromosphäre ist eine sehr aktive Region, die mit Solar Flares<br />
im Zusammenhang steht.
Die Übergangsregion<br />
Die Übergangszone trennt die heiße Korona von der viel kühleren<br />
Chromosphäre. Die Temperatur ändert sich abrupt von ca. 1<br />
Million K auf 20.000 K.<br />
Die Emissionen bei diesen Temperaturen stammen von C-, S-, Ooder<br />
Si-Ionen, die im UV-Bereich emittieren.
Die Korona<br />
Sie stellt die äußere Atmosphäre der Sonne dar, in der<br />
Temperaturen von mehr als 1 Million K herrschen.<br />
Hier sind Phänomene wie z. B. Helmet streamer oder koronale<br />
Löcher angesiedelt.
Der Sonnenwind<br />
Der Sonnenwind strömt in alle Richtungen von der Sonne ab, da<br />
die thermische Energie dieser Teilchen viel größer ist als die<br />
Gravitationanziehung der Sonne.<br />
Durch den Sonnenwind verliert die Sonne ca. 10 9 kg/s. Durch<br />
Fusion verliert sie ungefähr das Fünffache an Masse.
Sonnenwindparameter<br />
Im Bereich des Erdorbits weist der Sonnenwind in etwa folgende<br />
charakterisitische Werte auf:<br />
• Teilchendichte: 3 – 10 cm -3<br />
• Strömungsgeschwindigkeit: 250 – 800 km/s<br />
• Zusammensetzung: 96% H + , 4% He 2+ , e -<br />
• Protonentemperatur: 4 x 10 4 K<br />
• Elektronentemperatur: 1.5 x 10 5 K<br />
• Magnetfeldstärke: 4 nT
Sonnenwindtypen<br />
Schneller Sonnenwind: 400 – 800 km/s, 3 cm -3 , stabil,<br />
Quellgebiet sind koronale Löcher<br />
Langsamer Sonnenwind vom Minimumtyp: 250 – 400 km/s, 10<br />
cm -3 , variabel,
Coronal Mass Ejections<br />
Sind gewaltige Mengen<br />
an Plasma, das in das<br />
interplanetare Medium<br />
ausgestossen wird.<br />
Stehen oft mit Solar<br />
Flares in Zusammenhang.<br />
Ihr Auftreten ist mit dem<br />
Sonnenfleckenzyklus<br />
korreliert.
Komponenten des <strong>Space</strong> <strong>Weather</strong>s<br />
Die Sonne<br />
Der<br />
Der interplanetare<br />
Raum<br />
Die Magnetosphäre<br />
Die Erde
Das interplanetare Medium<br />
Die Teilchenzahl in unserem Sonnensystem nimmt nach außen hin<br />
mit 1/r 2 ab.<br />
Merkur<br />
0.3 AU<br />
Erde<br />
1 AU<br />
Jupiter<br />
5 AU<br />
Saturn<br />
10 AU<br />
Pluto<br />
40 AU<br />
110 cm -3 10 cm -3 0.4 cm -3 0.1 cm -3 0.006 cm -3<br />
Am Erdorbit entspricht dies einer Dichte von 10 -23 g/cm 3 , während<br />
technisches Hochvakuum ungefähr 10 -18 g/cm 3 entspricht.
Das interplanetare Magnetfeld<br />
Die Rotationsachse der Sonne hat eine Inklination von 7.3°,<br />
weshalb das Magnetfeld der Sonne im interplanetaren Raum<br />
aufgrund der Magnetfeldstruktur der Helmet Streamer das<br />
sogenannte „Kleid der Ballerina“ ausbildet.<br />
tanφ<br />
=<br />
ωr<br />
vSW<br />
Am Erdorbit beträgt dieser Winkel<br />
ungefähr 44°, bei Saturn sind es<br />
bereits 84°.
Wechselwirkung mit Planeten
Die Erdmagnetosphäre
Der Bow Shock<br />
Der Bow Shock entsteht durch die Wechselwirkung des planetaren<br />
Magnetfeldes, welches ein Hindernis darstellt, mit der<br />
supersonischen Sonnenwindströmung.<br />
v<br />
S =<br />
c<br />
c<br />
p<br />
v<br />
p<br />
ρ<br />
Die Strömungsgeschwindigkeit des Sonnenwindes ist ungefähr 10<br />
mal so groß wie die Schallgeschwindigkeit, d. h. die Machzahl der<br />
Sonnenwindströmung ist 10 und es bildet sich eine Bugstoßwelle,<br />
der Bow Shock.
Der Magnetosheath<br />
Der Magnetosheath stellt die Region zwischen dem Bow Shock<br />
und der Magnetopause dar.
Die Magnetopause<br />
Sie stellt die Grenze zwischen dem Sonnenwind und der<br />
Magnetosphäre dar.<br />
Das Sonnenwindplasma kann unter idealen Bedingungen nicht in<br />
die Magnetosphäre eindringen, da die Sonnenwindteilchen durch<br />
das Erdmagnetfeld abgelenkt werden, weshalb das sogenannte<br />
Chapman-Ferraro-Stromsystem an der Magnetopause entsteht.<br />
r L =<br />
mv<br />
eB
Definition der Magnetopause<br />
1. Bedingung: Es gibt keine Normalkomponente des Magnetfeldes<br />
über die Magnetopause.<br />
Bn<br />
=<br />
0<br />
2. Bedingung: Die Magnetopause entsteht durch ein<br />
Druckgleichgewicht zwischen dem thermischen und dem<br />
magnetischem Druck des Sonnenwindes, des planetaren<br />
Magnetfelddruckes, des thermischen Druckes der planetaren<br />
Atmosphäre und des Druckes des induzierten Magnetfeldes durch<br />
die Magnetopausenströme.<br />
p<br />
SW<br />
=<br />
1<br />
2µ<br />
0<br />
( B<br />
+ B )<br />
P<br />
MC<br />
2<br />
⇒<br />
R<br />
S<br />
2 ⎛ µ 0 f0<br />
M<br />
= ⎜ 2<br />
⎝ 8π<br />
ρSWv<br />
2<br />
2<br />
SW<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎠<br />
1/<br />
6
Der Magnetschweif<br />
Der Magnetschweif (Magnetotail) wird durch die viskose Wechselwirkung<br />
mit dem Sonnenwind und den Stromsystemen im Schweif<br />
aufrecht erhalten. Er reicht bis ungefähr 3000 Erdradien hinter<br />
den Erdorbit.
Die Magnetosphäre
Magnetfeldverschmelzung<br />
Magnetfeldverschmelzung (Magnetic Reconnection)<br />
beschreibt die topologische Umstrukturierung eines<br />
magnetischen Feldes, hervorgerufen durch die Änderung der<br />
Leitfähigkeit in einem bestimmten Bereich.
Magnetfeldverschmelzung<br />
Durch den Prozess der Magnetfeldverschmelzung kommt es<br />
zum Entstehen von Schockstrukturen und Flußröhren, die sich<br />
vom Rekonnexionsgebiet entfernen.
Die offene Magnetosphäre<br />
Bei südwärts gerichtetem interplanetarem Magnetfeld kann<br />
es zu Magnetfeldverschmelzung an der Magnetopause<br />
kommen, wodurch eine Verbindung zwischen Sonnenwind<br />
und Erdmagnetosphäre entsteht.
Die offene Magnetosphäre
Die Plasmaschicht
Der Ringstrom<br />
Entsteht durch geladene<br />
Teilchen die entlang der<br />
Erdmagnetfeldlinien<br />
„gefangen“ sind.
Sudden Storm Commencement<br />
Der magnetische Sturm<br />
Initialphase<br />
Hauptphase Erholungsphase
Die Aurora
Auswirkungen auf Satelliten
Solar Proton Events<br />
Durch den Ausbruch einer Solar Flare werden auch<br />
hochenergetische Protonen in den interplanetaren Raum<br />
geschleudert.
3 2 Auswirkungen:<br />
Möglichkeiten:<br />
Elektrische Aufladung<br />
• Oberflächenladung: Bewegung eines Objekts niederenergetische durch ein Medium Elektronen aus lagern<br />
geladenen sich an verschiedenen Teilchen Teilen des Satelliten an, wodurch es<br />
•zu direktes unterschiedlichen Bombardement Potentialen durch geladene und somit Teilchen zu Spannungen<br />
kommt, die Instrumente beschädigen können<br />
• durch die Sonnenstrahlung direkt (Photoelektrischer<br />
Effekt) • „Tiefe Ladung“: hochenergetische Teilchen können die<br />
Abschirmung des Satelliten durchdringen und elektronische<br />
Bauteile beschädigen oder zerstören<br />
Es kommt zu Phantombefehlen, Veränderung von<br />
gespeicherten Daten, Fehlfunktionen und zu einer<br />
Verringerung der Lebenszeit von Bauteilen.
Reibung mit der Atmosphäre<br />
Durch geomagnetische Aktivität und durch verstärkte UV-<br />
Strahlung von der Sonne (hohe Aktivität) kommt es zu einer<br />
Erwärmung und deshalb zu einer Expansion der Atmosphäre.
Auswirkungen auf Sonnensegel<br />
Das Halbleitermaterial in Sonnensegeln reagiert sehr<br />
empfindlich auf Beschädigung durch solare Protonen.<br />
Durch einen einzigen Event reduziert sich die Lebenszeit der<br />
Sonnensegel eines GOES-Satelliten um 6 Jahre.
Auswirkungen auf Kommunikationssysteme
Die Ionosphäre<br />
Aufgrund der solaren UV-Strahlung ist ein Teil (0.1% oder<br />
weniger) der oberen Atmosphäre zwischen 70 – 1500 km ionisiert.<br />
N<br />
e<br />
( χ,<br />
h)<br />
=<br />
N<br />
0<br />
⎡<br />
exp<br />
⎢<br />
⎣<br />
1<br />
2<br />
( −z<br />
1−<br />
z − secχ<br />
e )<br />
⎤<br />
⎥<br />
,<br />
⎦<br />
z<br />
=<br />
h − h<br />
H<br />
0
Radiowellenausbreitung<br />
Die Ausbreitung von Radiowellen in einem ionisiertem Medium<br />
wird durch die Appleton-Hartree Gleichung beschrieben:<br />
n<br />
2<br />
= 1−<br />
1−<br />
iZ<br />
Y<br />
−<br />
2<br />
X<br />
⎡Y<br />
⎢<br />
⎣ 4<br />
2<br />
4<br />
T ( ) T ( ) 2 2<br />
1−<br />
X − iZ ± 1−<br />
X − iZ + YL<br />
Im einfachsten Fall kann man Stöße (Z=0) und das Magnetfeld<br />
(Y=0) vernachlässigen:<br />
2<br />
n =<br />
− X = −<br />
1<br />
1<br />
2<br />
Ne<br />
2<br />
ε mω<br />
0<br />
⎤<br />
⎥<br />
⎦<br />
1/<br />
2
HF-Kommunikation<br />
Die F-Schicht der Ionosphäre ist am wichtigsten <strong>für</strong> die HF-<br />
Kommunikation.<br />
Die EUV-Strahlung der Sonne, die <strong>für</strong> die F-Schicht verantwortlich<br />
ist, ändert sich mit dem Sonnenfleckenzyklus.<br />
Während des Sonnenfleckenminimums ist die EUV-Strahlung<br />
gering und deshalb werden nur niedrige Frequenzen reflektiert.<br />
Neben dem Sonnenfleckenzyklus sind auch Jahres-und Tageszeit<br />
und auch die geographische Breite wichtig, deshalb werden die<br />
besten Frequenzen mit Computer-Programmen ⎡<br />
bestimmt. ⎤<br />
R=k(10g+s) = ⎢∑<br />
+ +<br />
+ n 5<br />
1<br />
R12<br />
( Rk<br />
) 0.<br />
5(<br />
Rn<br />
+ 6 Rn<br />
−6<br />
)<br />
12<br />
⎣<br />
n −5<br />
⎥ ⎦
HF-Fadeouts<br />
Solar Flares können zu erhöhter Röntgenstrahlung von der Sonne<br />
führen, die vermehrte Ionisation in der D-Schicht der Ionosphäre<br />
bewirkt.<br />
HF-Signale werden bereits in der D-Schicht absorbiert. Dieser<br />
Effekt wird als Sudden Ionospheric Disturbance (SID) bezeichnet.
Interferenzen<br />
Solar Radio Bursts können auf der Tagseite mit VHF-Signalen<br />
interferieren, besonders während der Equinokzien (März und<br />
September).
Kommunikation mit Satelliten<br />
Da die Ionosphäre kein homogenes Medium ist, gibt es eine<br />
irreguläre Verteilung der Ionisation.<br />
Szintillationen sind schnelle, kleinräumige Änderungen in der<br />
Elektronendichte, die Einfluß auf die Signalausbreitung haben. Sie<br />
entstehen hauptsächlich in Äquatornähe oder im Aurorabreich.
Kommunikation mit Satelliten<br />
Die Fluktuationen der Intensität werden mit dem Szintillationsindex<br />
S 4 charakterisiert:<br />
S<br />
4<br />
⎜<br />
=<br />
⎜<br />
⎝<br />
⎛ 2<br />
I −<br />
I<br />
Wenn der S 4 -Index > 0.7 ist, kommt es zu Störungen in der<br />
Kommunikation.<br />
2<br />
I<br />
2<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎟<br />
⎠<br />
1<br />
2
Kommunikation mit Satelliten<br />
Das Integral der Elektronendichte entlang des Pfades durch die<br />
Ionosphäre heißt Total Electron Content (TEC). Auch Änderungen<br />
im TEC haben Auswirkungen auf die Signalausbreitung.<br />
1 TEC = 10 16 el / m 2
Einfluß auf technische Infrastruktur auf der Erde<br />
Stromleitungen: Beschädigungen von Transformatoren,<br />
Stromabschaltungen, Quebec 1989 9 h ohne Strom<br />
Pipelines: Schutz gegen Korrosion durch negatives Potential,<br />
durch induziertes elektrisches Feld kann Schutz aufgehoben<br />
werden<br />
Telekommunikationskabel: anormale Ströme in Telefonleitungen,<br />
1989 Störung einer Transatlantikleitung<br />
Geophysikalische Inspektionen: Suche nach Lagerstätten mit<br />
Magnetometern an Bord von Schiffen und Flugzeugen,<br />
Behinderung durch magnetische Felder
Auswirkung auf Astronauten<br />
Erhöhtes Level an ionisierten Teilchen und Röntgenstrahlung.<br />
Zeitraum Blutbildende<br />
Organe<br />
Augen Haut<br />
30 Tage 250 1000 1500<br />
Jährlich 500 2000 3000<br />
Lebenslang 2000+75x<br />
(Alter-30)<br />
4000 6000
Auswirkung auf Zellkulturen<br />
Durch die Wechselwirkung von solaren Protonen mit der Luft<br />
entstehen Pionen, Muonen und ähnliche Teilchen, die<br />
organischer Materie an der Erdoberfläche beeinflussen.
Auswirkung auf die Ozonschicht<br />
Solare Protonen können mit N2 und O2 in der Luft reagieren,<br />
was zum Entstehen von NO und OH führt.<br />
Diese Reaktionen führen zu einer Verringerung des Ozongehalts<br />
in der Atmosphäre.<br />
Des weiteren wurde eine Erhöhung der Aerosolkonzentration in<br />
der Atmosphäre festgestellt.
<strong>Space</strong> Climate<br />
Beschreibt die langfristigen Veränderungen des<br />
Ökosystems Erde durch extraterrestrische<br />
Einflüsse.
Änderungen der Solarkonstante<br />
Viele Sonnenflecken: 1367 W/m2<br />
Wenig Sonnenflecken: 1365 W/m2<br />
Kurzfristige Änderungen<br />
(Tage und Wochen)<br />
Langfristige Änderungen<br />
(Jahrzehnte u. -hunderte)<br />
0.1% Änderung<br />
0.1% Änderung<br />
0.2 – 0.6% Änderung
Das Maunder-Minimum
Milankovitch-Zyklen
Galaktische kosmische Strahlung
Schlußfolgerungen<br />
<strong>Space</strong> <strong>Weather</strong>: Beeinflußt technische Geräte im<br />
Weltraum am stärksten. Hat aber auch<br />
geringfügige Auswirkungen auf andere Prozesse<br />
im System Erde.<br />
<strong>Space</strong> Climate: Hat große Auswirkungen auf<br />
langfristige Prozesse vor allem im Klimasystem<br />
der Erde, was Folgen <strong>für</strong> alle anderen<br />
Komponenten des Systems bewirkt.