MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002

2.   Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.1   Physik des Sonnensystems / Solar System Physics

Das Sonnensystem umfasst Sonne, Planeten, deren Atmosphären und Plasmaumgebungen, die kleinen Körper, z.B. Kometen, interstellaren Staub, interstellare Teilchen von außerhalb der Heliosphäre und die kosmische Strahlung. In unserem Institut werden vor allem plasmaphysikalische Phänomene bearbeitet, und zwar in der Erdmagnetosphäre und ihren Grenzschichten, sowie im interplanetaren Raum und bei Kometen.

The solar system is comprised of the Sun, the planets, their atmospheres and plasma environs, the small bodies, e.g. comets, down to dust particles, interstellar matter intruding from outside, and the cosmic radiation. At MPE we mainly investigate the plasma physical phenomena in the solar atmosphere, in the Earth's magnetosphere and it's boundaries, and in interplanetary space.

In der Magnetosphärenphysik bedeutet die CLUSTER Mission den Höhepunkt dieses Forschungsgebiets. Im Berichtsjahr haben wir Ergebnisse zur Struktur und Dynamik der Magnetopause, zum Auftreten stehender Alfvénwellen, zum Vergleich elektrischer Felder bei Cluster und der polaren Ionosphäre, und zur Beschleunigung von ionosphärischem Sauerstoff gewonnen. Neue Erkenntnisse zur Polarlichtphysik ergaben sich aus einem Vergleich von Messungen der Radiostrahlung mit dem FAST Satelliten und theoretischen Betrachtungen. Kosmische Strahlung und energetische Ionen im Sonnenwind werden mit unseren Instrumenten auf SOHO, ACE und SAMPEX gemessen. Auf diesem Gebiet haben wir interessante Ergebnisse gewonnen, insbesondere bei der Analyse der Ladungszustände suprathermischer Ionen, die an interplanetaren Stoßwellen beschleunigt werden.

With the start of the operational phase of CLUSTER on February 1, 2001, we are at the advent of a new age in magnetospheric physics. This year we have obtained results on the structure and dynamics of the magnetopause, on the occurrence of standing Alfvén waves, on the comparison between electric fields at Cluster and in the polar ionosphere, and on the acceleration of O+ ions of ionospheric origin. We assumed insights on the auroral plasma physics from a comparison of FAST auroral kilometric radiation measurements with the theory of electrostatic ion-acoustic shocks. With our experiments onboard SOHO, ACE, and SAMPEX we measure cosmic rays and energetic ions in the solar wind. We obtained results on the ionic charge composition of suprathermal ions accelerated at interplanetary shocks.

Diese in-situ Messungen werden durch theoretische Untersuchungen und numerische Simulationen ergänzt. Hierzu gehören: Untersuchungen zur Instabilität von Plasmarturbulenz, Modelle von magnetischen Mirror Moden in Analogie zur Supraleitung, Simulationen zur quasi-parallelen Bugstoßwelle der Erde und zum quasi-senkrechten Terminationschock der Helio-sphäre.

These in-situ measurements are complemented by theoretical investigations and numerical simulations. These include: instability analysis of plasma turbulence, the physics of mirror modes as a superconducting analogue in high-temperature plasma, and numerical full particle electromagnetic (PIC) simulation of the quasi-parallel bowshock of the Earth and the quasi-perpendicular termination shock of the heliosphere.

Neben der Plasmaphysik gibt es noch erste Messungen vom Mars im Lichte der Röntgenstrahlung mit Chandra und erste Ergebnisse einer Beobachtungsreihe von Asteroiden mit dem Infrared Space Observatory ISO.

Outside of plasma physics we report new results on X-ray measurements from Mars obtained with Chandra and first results from a survey of observations of asteroids with the Infrared Space Observatory ISO.


2.1.1   Erdmagnetosphäre / Earth's Magnetosphere

Stehende Wellen über der Polkappe / Standing Waves over the Polar Cap

Ein Druckpuls solaren Ursprungs erreichte die Erdmagnetosphäre am 14. Juli 2001, und verursachte dort eine Wellenaktivität, die von den Cluster-1, -2, und -4 Satelliten bei der Durchquerung offener Magnetfeldlinien über der Polkappe registriert wurde (Cluster-3 war so weit entfernt, dass er das Ereignis nicht beobachtete). Die longitudinale Magnetfeldkomponente (Abb. 2-1, b) zeigt eine im Wesentlichen monochromatische Welle mit einer Periode von 13.5 Minuten, die als kompressive Welle (Fast-Mode) identifiziert werden kann. Die transversale Komponente (a) zeigt eine Überlagerung von Wellen, der bereits erwähnten Fast-Mode Welle und einer Alfvén-Welle mit 4-Minuten Periode, deren Trennung in (c) gezeigt ist. Die relative Uniformität der kompressiven Welle (b und c, oben) steht in Kontrast zu den deutlichen Unterschieden zwischen den drei Satelliten im Fall der Alfvén Welle (c unten, d). Da die beiden Wellen etwa die gleiche Geschwindigkeit haben, ist die Wellenlänge der kompressiven Welle im Verhältnis 13.5/4 größer. Das mag die größere Skalenlänge der kompressiven Welle erklären.

A pressure pulse of solar origin impinged on the Earth's magnetopause on July 14th, 2001, causing wave activity that was observed by the Cluster-1, -2, and -4 spacecraft as they traversed open magnetic field lines over the northern polar cap (Cluster-3 was lagging behind so that it did not measure the event). The longitudinal magnetic component (panel b of Fig. 2-1) shows a largely monochromatic wave having a period of 13.5 minutes, which represents a compressive (fast-mode) wave. The transverse component (a) indicates a superposition of waves, which can be decomposed into the same fast-mode, and 4-minute period Alfvén mode, as shown in (c). This Alfvén wave is also responsible for the strongest component of the transverse velocity perturbations, as shown in (d). The relative uniformity of the fast-mode waveform across all spacecraft (panels (b) and top of (c)) is in stark contrast to the large inter-spacecraft differences evident in the Alfvén-mode (bottom of (c), and (d)). As the two modes have approximately the same speed, the wavelengths of the fast-mode is about a factor of 13.5/4 times greater than that of the Alfvén mode, which can explain the larger scale size for the fast-mode.

Abb. 2-1: Beispiel einer stehenden Alfvén Welle in der polaren Magnetosphäre: (a) und (b) zeigen die transversalen und longitudinalen Anteile der Magnetfeldvariationen, gemessen vom Fluxgate Magnetometer (FGM) auf Cluster-1, -2 und -4; (c) zeigt die Dekomposition des transversalen Anteils in zwei Wellenmoden, dem Fast-Mode und dem Alfvén- Mode; (d) zeigt die zugehörigen Geschwindigkeitsfluktuationen, gemessen mit dem Elektronen-Drift Instrument (EDI); (e) zeigt den aus den Störungsfeldern berechneten Strom elektromagnetischer Energie, wobei negative Werte einen Energiefluss in Richtung Ionosphäre bezeichnen; (f) zeigt, dass zwischen den Fluktuationen des Magnetfelds und der Geschwindigkeit eine Phasendifferenz von ca. 90 Grad besteht.

Fig. 2-1: Example of a standing Alfvén wave in the polar magnetosphere. Panels (a) and (b) show the transverse and longitudinal components of the magnetic field perturbation, respectively, as measured by the Fluxgate Magnetometer (FGM) on Cluster-1, -2 and -4. Panel (c) shows the decomposition of the transverse component into two wave modes, the fast-mode and the Alfvén mode. Panel (d) shows the transverse velocity perturbations associated with this wave event, as measured by the Electron Drift Instrument (EDI). Panel (e) shows the flux of electromagnetic energy (known as the Poynting flux) computed from the perturbation fields. Negative values indicate flux into the ionosphere. Panel (f) shows that the velocity and magnetic perturbations have a phase shift of approximately 90 degrees.

Panel (e) zeigt den Fluss elektromagnetischer Energie entlang des Magnetfeldes. Für eine sich in Richtung Ionosphäre bewegende Welle hätte dieser Fluss nur negative Werte. Die Tatsache, dass wir Werte mit beiden Vorzeichen sehen, bedeutet, dass es infolge von Reflexion an der Ionosphäre auch eine Welle in entgegengesetzter Richtung gibt. Deren Überlagerung erzeugt eine stehende Welle. Dies wird bestätigt durch den Vergleich der Phasen der Fluktuationen in Magnetfeld und Geschwindigkeit, wie sie in (f) für Cluster-1 dargestellt sind. Die dort sichtbare Zeitverschiebung entspricht einem Phasenunterschied von 90°, wie man es für eine stehende Welle erwartet. Dieser Befund ist insofern überraschend, als man sich auf offenen Magnetfeldlinien eine stehende Welle nur schwer vorstellen kann.

Panel (e) illustrates the magnetic-field-aligned electromagnetic energy flux of the wave. For a wave travelling into the ionosphere, the Poynting flux would be negative. That we have large positive as well as negative values indicates that in addition to the downward-directed wave there is an upward-directed wave caused by reflection at the ionosphere. Their superposition creates a standing wave. This is further illustrated in panel (f), where the transverse magnetic and velocity perturbations are plotted for Cluster-1. The apparent time shift here corresponds to a phase shift of approximately 90°, which is what one expects for a standing wave. This creates an interesting puzzle in light of the fact that these measurements were made on open field lines, which are not ordinarily thought to support standing waves.

Magnetosphären-Ionosphären Kopplung / Magnetosphere-Ionosphere Coupling

Der variable Sonnenwind treibt über Rekonnektionsprozesse an der Magnetopause und im Magnetschweif die großskalige Magnetosphärenkonvektion. Schnelle Änderungen im Sonnenwind bewirken eine mehr oder weniger sofortige Umstellung der globalen magnetosphärischen Konvektion. Falls die Magnetfeldlinien Equipotentiallinien sind, kann man die elektrischen Felder oder Driften entlang der magnetischen Feldlinien zwischen der Magnetosphäre und Ionosphäre projizieren. Auf diese Weise kann man Radarmessungen aus ionosphärischen Höhenbereichen mit in-situ gewonnenen Satellitenmessungen in Beziehung bringen.

Large-scale magnetosphere convection is driven by the varying solar wind conditions, primarily via reconnection processes at the magnetopause and in the magnetotail. Rapid changes of the solar wind result in a more or less instantaneous reconfiguration of this global magnetospheric convection. If magnetic field lines can be considered as electric equipotentials, one can map the electric fields or flows between the magnetosphere and the ionosphere. Plasma-drift data obtained by radar measurements at ionospheric altitudes can under such conditions be compared with in-situ drift measurements along satellite orbits.

Abb. 2-2: Vergleich zwischen elektrischen Driftmessungen von EDI (schwarz) und SuperDARN (farbige Kurven). Die oberen drei Panele zeigen die EDI Daten im Vergleich mit Radarmessungen, die mit Hilfe des Tsyganenko-96 Modells aus der Ionosphäre in den Orbit projiziert wurden. Die drei verschiedenfarbigen Kurven zeigen die jeweils beste Übereinstimmung innerhalb eines konzentrischen Bereiches von 100, 200 und 400 km Radius um die ursprüngliche Feldlinie, deren Fußpunkt in den unteren beiden Panelen als magnetische Breite und Ortszeit dargestellt ist. Die beiden mittleren Panele zeigen den Vergleich der Driftmessungen in Ionosphärenhöhen.

Fig. 2-2: Comparison between EDI electric drift measurement (black curves) and SuperDARN convection observations (coloured curves). The first three panels show the in-situ EDI measurements compared with the radar measurements, which where mapped from the ionosphere up to the Cluster-3 orbit along the Tsyganenko-96 magnetic model field lines. The three differently coloured curves show best-fit solutions within circles of 100, 200, and 400 km around the footpoints of the original field lines, whose trace is given in the two bottom panels as magnetic latitude and local time.

Das Electron Drift Instrument liefert zuverlässige Messungen der Driftgeschwindigkeit (Konvektion) in der polaren Magnetosphäre. Hier werden Messungen des Super Dual Auroral Radar Network (SuperDARN) zum Vergleich herangezogen. Dieses besteht gegenwärtig aus einem Netzwerk von neun kohärenten Radaren, die den größten Teil der auroralen und polaren Ionosphäre überdecken. Einer dieser Vergleiche ist in Abb. 2-2 gezeigt. Der Cluster-3 Satellitenorbit verlief in etwa entlang des Mitternachts-Mittags-Meridians in Höhen zwischen 4.5 und 9.5 Erdradien. Für das Mapping verwendeten wir hier das Tsyganenko-96 Modell. Um mögliche Ungenauigkeiten des Modellfeldes genauer einschätzen zu können, suchten wir nach bestmöglicher Anpassung in mehr oder weniger großen konzentrischen Umgebungen um die ursprüngliche Feldlinie (farbige Kurven). Die Ergebnisse zeigen, dass die Übereinstimmung zwischen den Driftmessungen von EDI und SuperDARN meistens recht gut ist. Es gibt aber auch Intervalle mit signifikanten Abweichungen, wie etwa um 0730 UT und nahe 1010 UT. Ersteres stellt Messungen über der Aurorazone dar und ist durch feldparallele Ströme und Potentialdifferenzen zu erklären. Die zweite Differenz korreliert mit der Ankunft eines Druckimpulses im Sonnenwind und stellt vermutlich ein elektrisches Induktionsfeld dar. Gerade solche Abweichungen sind von großem Interesse für das Studium der Magnetosphären-Ionosphären Kopplung.

The Electron Drift Instrument provides us with reliable multipoint measurements of the drift (convection) vector in the polar magnetosphere. The comparison is made with convection patterns obtained by the Super Dual Auroral Radar Network (SuperDARN). This consists actually of nine coherent radars that cover much of the polar and auroral ionosphere. One example of such a comparison is presented in Fig. 2-2. The Cluster-3 satellite orbit was approximately along the midnight-noon meridian at geocentric distances between 4.5 and 9.5 Earth radii. We used the Tsyganenko-96 magnetic filed model for the mapping. To allow for uncertainties of this model, we searched for best-fit solutions within concentric circles around the footpoints of the originally assumed field line (coloured curves). The results show that for much of the time there is reasonably good agreement between the convection vectors measured by EDI and the ground-based observations of SuperDARN. But there are a few intervals with significant deviations as, e.g. near the beginning of the time interval at 0730 UT and near 1010 UT. The first one is above the auroral zone and is likely caused by field-aligned currents and possible field-aligned potential drops. The second deviation is correlated with the arrival of a pressure pulse in the solar wind and could represent an induced electric field. It is these deviations that are of prime interest for the understanding of magnetosphere-ionosphere coupling processes.

Sauerstoffionen in Cusp und Polkappe der Erde / Oxygen Outflow in the Cusp and Polar Cap Regions

In den Polarregionen der Erde (Cusp und Polkappe) werden häufig einfach geladene Sauerstoffionen in einem schmalen Energiebereich (‚Strahl') beobachtet, die aus der Tagseite der Ionosphäre kommen und entlang dem Magnetfeld nach oben strömen. Die Instrumente auf den CLUSTER Satelliten ermöglichen es uns, Ort und Größe der Quellregion, sowie die Beschleunigungsprozesse zu untersuchen.

Beams of singly ionised oxygen with narrow energy distributions originating in the dayside ionosphere are observed frequently in the cusp and polar cap regions of the Earth. The instrumentation onboard CLUSTER enables us to investigate the acceleration mechanism, and the location and size of the source region in great detail.

Abb. 2-3: Daten von CODIF/CIS an Bord von Cluster-4 vom 23. August 2001. Von oben nach unten: Energie-Zeit Spektrogramm von H+ (a) und O+ (b), parallele Geschwindigkeit von H+ und O(c), spektrale Dichte der elektrischen Wellenaktivität im Frequenzbereich 1-10 Hz (d) und 10-180 Hz (e), gemessen mit den Cluster Experimenten EFW und STAFF. Die strichlierte Linie um 12:46 UT markiert den Beginn der Wellenaktivität, koinzident mit dem Beginn der Beschleunigung der O+ Ionen.

Fig. 2-3: Data from CODIF/CIS onboard S/C-4 of Cluster for 23 August 2001. From top to bottom: energy-time spectrograms of H+ (a) and O+ (b), parallel velocity of H+ and O+ (c), electric field power spectral density in the spin plane in the frequency bands 1-10 Hz (d) and 10-180 Hz (e) from the EFW and STAFF experiments onboard Cluster, respectively. The dashed line at 12:46 UT marks the time of the beginning of the sudden enhancement of the wave activity, coinciding with the start of the oxygen outflow.

Abbildung 2-3 zeigt ein derartiges Ereignis, beobachtet mit Cluster-4. Die oberen beiden Panels zeigen
Energie-Zeit Spektrogramme von H+ und O+. Die
Energie-Zeit Dispersion der Protonen (a) ist typisch für die Cusp und kann durch die energieabhängige Laufzeit der Protonen vom Ort der Rekonnexion (und Beschleunigung) auf der Tagseite der Magnetopause bis zum Ort der Beobachtung erklärt werden. Sauerstoff (O+, Panel b) zeigt eine schmale, Strahl-ähnliche Energieverteilung. Das Panel (c) zeigt die parallele Geschwindigkeit, v||, von H+ (grün) und O+ (schwarz). Der Ausfluss von O+ beginnt um 12:46 UT, gefolgt von einer starken Zunahme von v||. Während dieser Zeit durchquert der Satellit ein schmales Beschleunigungsgebiet. Die strichlierte Linie in Abb. 2-3 markiert die Equator-wärtige Grenze dieses Gebietes. Nach 12:49 UT verlässt der Satellit das Beschleunigungsgebiet, wie an den langsam abnehmenden Werten von v|| zu sehen ist.

Figure 2-3 shows an example of such an O+ outflow event, as observed on Cluster-4. The top two panels display energy-time spectrograms of H+ and O+ ions, respectively. The energy-time dispersion of protons (a) is typical for the cusp, and can be attributed to different travel times of ions with different energies from a reconnection site at the dayside magnetopause to the point of observation. Oxygen (panel b) shows a narrow, beam-like, energy distribution. The third panel (c) presents parallel velocities of H+ (green) and O+ (black). Oxygen outflow starts at 12:46 UT. Subsequently there is a strong increase of the parallel velocity. During this time interval the S/C crossed a narrow acceleration region. The dashed line in Fig. 2-3 marks the equator-ward boundary of this region. After 12:49 UT the satellite leaves the acceleration region, indicated by the gradually decreasing parallel velocity of O+ ions.

Die Energiezunahme von O+ ist korreliert mit einer starken Zunahme der Aktivität elektrischer Wellen im Frequenzbereich 1-180 Hz, die mit den Experimenten EFW (Panel d) und STAFF (Panel e) auf Cluster gemessen werden. Diese Korrelation legt starke Heizung der Ionen senkrecht zum Magnetfeld in Höhen von ~4-6 RE durch breitbandige niederfrequente Wellen nahe. Die Geschwindigkeitsverteilung der Ionen zeigt in der Tat starke senkrechte Heizung zur Zeit der maximalen Energie der O+ Ionen, während die Geschwindigkeitsverteilung 8 Minuten später, nach Verlassen der Beschleunigungsregion, einen Strahl parallel zum Magnetfeld zeigt.

The increase in energy of O+ ions is correlated with a strong increase in the electric wave power in the frequency range 1-180 Hz, as measured with the EFW (panel d) and STAFF (panel e) experiments onboard Cluster. This correlation suggests perpendicular energisation of O+ ions by the broad-band low-frequency wave field at altitudes of ~4-6 RE. The velocity distribution of ions shows indeed strong perpendicular heating at the time of the maximum energy of the O+ ions, whereas 8 minutes later, when the satellite already left the acceleration region, the velocity distribution shows a narrow, field-aligned beam.

Wir haben die Größe der Beschleunigungsregion in geomagnetischer Breite und Länge durch eine Projektion der Grenzen der Beschleunigungsregion entlang des Tsyganenko-96 Modell Magnetfeldes in die Ionosphäre (100 km) abgeschätzt. Aus einer Statistik von 10 Ereignissen mit 3 Satelliten finden wir, dass die Quellregion nahe der Äquator-wärtigen Grenze der Cusp liegt und eine Ausdehnung von ~1.5° in Breite und ~14° in Länge hat.

To estimate the latitudinal and longitudinal size of the source region we used the Tsyganenko-96 magnetic field model and traced the boundaries of the acceleration region to the ionosphere level (100 km). Using data from 3 Cluster spacecraft for 10 events we find that the source is located near the equatorward boundary of the cusp, and has an extension of ~1.5° in latitude and ~14° in longitude.


Orientierung und Bewegung der Magnetopause / Magnetopause Orientation and Motion

Die Magnetopause ist eine dünne Stromschicht, die das Erdmagnetfeld vom Sonnenwind trennt. Wenn die Cluster Satelliten diese Grenze durchqueren, registrieren sie deshalb eine abrupte Änderung im Magnetfeld, jeder zu einer unterschiedlichen Zeit. Abb. 2-4 zeigt Magnetfeldmessungen und deren Modellanpassungen für einen solchen Magnetopausendurchgang. Die Modellprofile entsprechen einer Harris-Schicht. Aus den Modellparametern (Zeitpunkt und Dauer der Durchgänge) ergeben sich die Normalenrichtung und die Geschwindigkeit der Magnetopause. Die so ermittelten Normalenrichtungen zeigt die rechte Seite von Abb. 2-4. Sie liegen alle innerhalb von 5° um die Referenznormale.

The magnetopause is a thin current sheet separating the Earth's magnetic field from the solar wind environment. When the four Cluster spacecraft traverse this boundary, they therefore observe an abrupt change in the magnetic field. Fig. 2-4 shows the magnetic field measurements and model fits from a magnetopause crossing. The model profiles are obtained by fitting the magnetic field profiles to a Harris-sheet model. From the fit parameters (crossing time and duration) at each of the four spacecraft the normal directions and speeds of the current layer are obtained. The resulting normal directions are shown in the right part of Fig. 2‑4. They are within 5° of the reference normal (see below).

Magnetopausenorientierungen wurden bisher meist aus der Varianzanalyse der Magnetfelddaten gewonnen. Normalen, die auf diese Weise ermittelt wurden, sind ebenfalls in Abb. 2-4 dargestellt. Als Ursprung des Koordinatensystems wurde der Mittelwert aus den vier Minimum-Varianz Normalen genommen, wie sie sich mit der Nebenbedingung einer verschwindenden Normalkomponente des Magnetfelds ergeben. Man kann die Orientierung und Geschwindigkeit der Magnetopause auch aus der Bedingung der Kontinuität des tangentialen elektrischen Feldes bestimmen. Das läuft auf die Minimierung des sogenannten Faraday-Residuums hinaus. Die entsprechenden Normalen sind in der Abbildung als + Symbole dargestellt.

Magnetopause orientation has traditionally been obtained from minimum variance analysis of the magnetic field. Normals derived from this method are shown in the right part of Fig. 2-4. A reference normal is defined by the average of the four constrained minimum variance normals and is used as origin in the plot. One can also determine the orientation and motion of the current layer by observing that the tangential electric field has to be continuous across a discontinuity. This involves minimizing what is referred to as the Faraday residue. The corresponding normals are shown as plus signs in the figure.

Aus Orientierung und Geschwindigkeit ergibt sich unmittelbar die für das Verständnis dünner Stromschichten wichtige Dicke. Im vorliegenden Fall betrug diese ca. 500 km, aber wir haben Dicken bis hinunter zu 70 km (~1 Ionengyrotionsradius) gefunden.

Knowing the magnetopause orientation and speed, its thickness is readily determined. The thickness was near 500 km in this case, but thicknesses as low as 70 km (~1 ion gyro radius) have been obtained for some cases.

Abb. 2-4: Links: Die Maximum-Varianz Komponenten des gemessenen Magnetfeldes (durchgezogene Linien) und deren Modellanpassungen (gestrichelte Linien) für einen Magnetopausendurchgang am 5. Juli 2001. Rechts: Polardiagramm der Normalenrichtungen, wie sie aus den Vierpunktmessungen bzw. aus für Einzelsatelliten entwickelten Techniken ermittelt wurden. Kreise und Kreuze beziehen sich auf die Ergebnisse der Vierpunktmessungen, mit bzw. ohne Annahme einer beschleunigten Bewegung. Quadrate beziehen sich auf Ergebnisse der Minimum-Varianz Analyse der einzelnen Satellitendaten, die + Symbole auf die Minimierung des Faraday Residuums. Offene Symbole entsprechen der Annahme einer perfekten Tangentialdiskontinuität, bei den geschlossenen Symbolen wurde dies nicht vorausgesetzt. Der Stern entspricht einer statistischen Modellnormalen.

Fig. 2-4: Left: The maximum variance components of the magnetic field (solid lines) for a magnetopause crossing by the 4 Cluster spacecraft on 5 July 2001, and their best fits (dashed lines). Right: polar plot of normal directions derived from multispacecraft timing and single-spacecraft techniques. Circles and crosses are normals from 4-spacraft timing, calculated with and without magnetopause acceleration, respectively. Squares are from minimum variance analysis of the magnetic fields measured on the individual spacecraft, plus signs from minimization of the Faraday residue. Open symbols represent calculations where a pure tangential discontinuity is assumed; for the filled symbols, no such constraint was imposed. The asterix represents a statistical model normal.

Beobachtung der Mikrostruktur von auroralen Doppelschichten /
Observation of Small-scale Double Layer Structures in Aurorae

Abb. 2-5: Links: Beobachtungen eines schmalen Emissionsbands der Auroralen Kilometerstrahlung im dynamischen Spektrum. Die Emission ist über die gesamten 9 s Beobachtungszeit stabil, driftet jedoch durch das Spektrum zu höheren Frequenzen. Mit ihr sinkt die Quelle der AKR in geringere ionosphärische Höhen ab. Die mittlere Driftgeschwindigkeit entspricht der Ionenschall-Geschwindigkeit. Rechts: Das Pseudopotential Psi (Delta Phi ) als Funktion der elektrischen Potentialdifferenz Delta Phi . Lösungen gibt es nur für Psi (Delta Phi )< 0.

Fig. 2-5: Left: Spectral dynamics of a narrow emission band in auroral kilometric radiation. Though the emission band remains stable over the entire period of 9 s, its drift across the spectrum experiences severe changes in time. On average the band is moving towards lower altitudes (increasing frequency)suggesting that the source is riding on the auroral electron beam in the upward current AKR source region. The average drift speed corresponds to the ion-acoustic velocity. Right: The pseudo-potential Psi (Delta Phi ) as function of the normalized electrostatic potential Delta Phi . Solutions are allowed only for negative values Psi (Delta Phi )< 0.

Die kleinskaligen Eigenschaften von elektrischen Doppelschichten im auroralen Plasma können auf dem Wege der Fernerkundung aus der Analyse der Feinstruktur der Auroralen Kilometerstrahlung (AKR) erschlossen werden. Die AKR setzt sich aus vielen diskreten Emissionsbändern zusammen. (Abb. 2-5). Die Bandbreite der Emission gibt die radiale Ausdehnung des zugehörigen parallelen elektrischen Feldes an und ist von der Größenordnung 10 km. Diese Dimension suggeriert, dass es sich um elektrostatische Stoßwellen handelt. Sie gehören zu Dichtelöchern in einem Zwei-Komponenten Elektronenplasma mit kaltem (~eV) auroralem Plasma und einer heißen (~keV) Komponente. Die rechte Seite der Abbildung zeigt die Existenzbereiche dieser Strukturen. Elektrostatische Stoßwellen existieren für Machzahlen M>3.3. Dieser Wert entspricht kalten Elektronen von 5 eV und heißen Elektronen von 1 keV mit einer effektiven Temperatur von 30 eV. Der Dichteanteil der heißen Elektronen beträgt 85%. Potentialdifferenzen von Delta Phi  ~600 V erfordern zur Beschleunigung von Teilchen auf ~keV mehrere Stoßwellen verteilt entlang einer magnetischen Flussröhre. Die Ausdehnung der Stoßwellen von ~50 Debyelängen entspricht ~1 km entlang dem Feld. Die senkrechte Ausdehnung liegt bei einigen km.

The properties of small-scale double layers in the auroral plasma can be inferred via remote sensing from analysis of the fine structure of the Auroral Kilometric Radiation (AKR). AKR consists of many discrete emission bands. FAST spacecraft high resolution observations show that each band consists of many fast drifting 'Elementary Radiation Events' interpreted as travelling electron holes (Fig. 2-5) containing field-aligned electric potential drops Delta Phi . The emission bandwidths give their extension of order of 10 km along the magnetic field. These are electrostatic ion-acoustic shocks evolving in density depletions in presence of two electron populations, a cold (~eV) and a hot (~keV) component. The right part of the Figure shows the shock existence regions Psi (Delta Phi )<0. Shocks occur for Mach numbers M>3.3, corresponding to cold (c) and hot (h) electron temperatures kBTc=5 eV, kBTh =1 keV, and an effective temperature of kBTeff=30 eV, giving an ion-acoustic speed ceff=50 km s-1 and a density ratio n=nh/n0= 85%, typical for the base of the auroral magnetosphere. The shocks have potential drops of Delta Phi  ~600 V. For generating keV-potentials this requires several such narrow shocks to occur on a field line. Their extension along the magnetic field is about 50 Debye lengths, of the order of 1 km. The transverse extension is not more than a few km.

Phasenübergang als Übergang zu extrem niederfrequenter Plasmaturbulenz /
Phase Transition as Onset of Very Low Frequency Plasma Turbulence

Im JB2001 haben wir über eine Ähnlichkeit zwischen der Mirror-Turbulenz und bestimmten supraleitenden Eigenschaften berichtet. Zwei- und dreidimensionale numerische Teilchensimulationen (PIC) im Bereich der lineren Mirrorinstabilität bestätigten die obige Vermutung, jedoch mit zwei interessanten Abweichungen. (1) Auf der Zeitskala der Simulation (100 Ionen-Inertialzeiten) verhalten sich die Ionen passiv als immobiler Hintergrund, der die Ladungsneutralität gewährleistet. (2) Strukturen werden von den Elektronen erzeugt, die lang ausgezogene Feldlinienschläuche ausgedünnten Feldes bilden (Abb. 2-6). Plasma und Feld sind im Druckgleichgewicht. (3) Die transversale Skala der nahezu kreisförmigen Schläuche ist von der Größe der mittleren Trägheitslänge zwischen Ionen und Elektronen und so klein, dass die Ionen unmagnetisiert bleiben. Die Feldverdünnung wird erzeugt von diamagnetischen Driftströmen der Elektronen an den Schlauchoberflächen. Sie bewirken den Phasenübergang vom normalen homogenen zum inhomogenen Plasma mit Koexistenz von normalem Plasma und eingebetteten Schläuchen. (4) Dieser Zustand entspricht einem London-Landau-Ginzburg-Supraleiter zweiter Ordnung. Der Elektronendriftstrom ist ein London-Pedersen-Strom. (5) Eine Lösung der Zustandssumme ist nicht möglich. Gegenwärtig wird versucht, ein äquivalentes Ising-Modell zu formulieren. (6) Eines der schönsten Ergebnisse dieser Untersuchung ist die Beobachtung, dass die feldverdünnten Schläuche eine quasikristalline Struktur im Hochtemperaturplasma bilden, die einen quasistationären Zustand von extrem niederfrequenter Turbulenz darstellt. Auf der Elektronenskala wirkt zwischen benachbarten diamagnetischen Oberflächenströmen eine repulsive Kraft zwischen den Schläuchen, die ein quasi-hexagonales Gitter erzeugt.

We have continued the theoretical investigation of the prospective mirror mode turbulence. In JB2001 we found that the mirror modes closely resemble a superconducting state. 2D- and 3D full particle (PIC) simulations performed in the parameter range when mirror mode instability was expected from linear theory led to confirmation of this theory, however, with an interesting new twist: (1) on the time scale of the simulation (100 ion-inertial times) ions behave passively serving as an immobile charge neutralizing background. Structuring is caused by electrons. (2) Forming long extended field-evacuated flux tubes (Fig. 2-6) in pressure balance, expressed in an anticorrelation of density and magnetic field. (3) The tubes are nearly circular with scales below the ion inertial length. Ions remain unmagnetized. The field depletion is caused by electron diamagnetic drift-currents on the surface of the flux tubes. The plasma undergoes a phase transition from a homogeneous state into a state where normal and field-depleted regions co-exist. (4) This state is equivalent to a superconducting state where the electron dynamics of a small fraction of electrons resembles London-Landau-Ginzburg mean field dynamics. The electric induction field is parallel to the electron current which is a London-Pedersen current, and not a Hall current. (5) One can write down the partition function for such a system but cannot solve it because of its complexity. Currently an equivalent Ising model is under investigation. (6) The field-evacuated flux tubes form a hexagonal crystalline structure resulting from the repulsive force of anti-parallel neighbouring diamagnetic surface currents.

Abb. 2-6: Querschnitt durch das System quasi-kristallin angeordneter flussverdünnter Magnetfeldröhren entlang (oben links, x-Achse 10 Ionenskalen, y-Achse 2.5 Ionenskalen) und senkrecht (unten links, beide Achsen 2.5 Ionenskalen) zum Feld. Dreidimensionale Ansicht (rechts) des Systems flussverdünnter Flussröhren im Hochtemperaturplasma.

Fig. 2-6: Cross section along (left top, x-axis corresponds to 10 ion inertial scales, y-axis to 2.5 ion inertial scales) and across (left bottom, both axes correspond to 2.5 ion inertial scales) the repulsing flux tubes in quasi-crystalline arrangement on the background of the undisturbed plasma. Dark blue is weak magnetic field. The scales are given in three-dimensional view (right) of the field-depleted flux tubes in high-temperature plasma.


Spektral- und Instabilitätsanalyse von Plasmaturbulenz /
Spectral and Instability Analysis of Plasma Turbulence

Plasmaturbulenz entwickelt sich aus Instabilitäten. Die Theorie der schwachen Turbulenz nimmt an, dass viele Plasmaeigenmoden unabhängig aus den thermischen Fluktuationen herauswachsen, so wie das die Theorie linearer Instabilitäten beschreibt. Mit wachsenden Amplituden kann Welle-Wellenkopplung und Teilchendiffusion stattfinden. Die Theorie der starken Turbulenz und andere nichtlineare Theorien erlauben auch Wellenfelder, die nicht notwendigerweise aus einem Ensemble schwach wechselwirkender Eigenmoden bestehen. Um die Mechanismen für die Evolution der Wellenfelder und der Teilchenverteilungsfunktionen zu klären, ist es nützlich, wenn nicht notwendig, eine Spektralanalyse in Wellenzahl und Frequenz mit den Vorhersagen der Instabilitätstheorie zu vergleichen. Letztere muss aber im Sinne der quasilinearen Theorie für die evolvierenden tatsächlichen Verteilungsfunktionen durchgeführt werden und nicht, wie meist, für Modellverteilungen, wie die Maxwellverteilung, die bestenfalls den Anfangszustand beschreiben. Entsprechende numerische Codes wurden entwickelt. Die Resultate zeigen, dass nicht nur Anwachsraten sich ändern, sondern dass auch eine Veränderung der Natur der Dispersionsbeziehung, z.B. von reaktiv zu kinetisch, möglich ist, wenn Verteilungsfunktionen sich auf Grund der Welle-Teilchenwechselwirkung weiter entwickeln. Das bedeutet gleichzeitig, dass die Spektralanalyse über Intervalle ausgeführt werden muss, die kurz im Vergleich zu den entsprechenden charakteristischen Zeiten sind, obwohl aus Gründen der besseren Statistik und Frequenzauflösung ein möglichst langes Intervall erwünscht wäre. Periodogramme sind unter diesen Bedingungen unbefriedigend, auch nach Anwendung von Datenfenstern die die 'spectral leakage' reduzieren sollen.

Plasma turbulence develops from instabilities. Weak turbulence theory assumes that many plasma eigenmodes independently grow out of the thermal background noise as described by linear instability theory. As their amplitudes increase, non-linear wave-wave coupling and diffusion of particles can take place. Strong turbulence theory and other non-linear theories allow for wave fields which not necessarily consist of an ensemble of weakly interacting eigenmodes. In order to clarify the underlying mechanisms for the evolution of wave fields and particle distribution functions it is useful, if not necessary, to compare a spectral analysis in wave number and frequency space of the turbulence with the predictions of instability theory. The latter, however, should be carried out for the actual evolving distribution functions, as quasi-linear theory prescribes, and not as is usually done, for some model distributions, such as Maxwellians, which at best describe initial conditions. Corresponding numerical codes have been developed. Code results show that not only wave growth rates are modified, but that changes in the nature of the dispersion relation, e.g. from reactive to kinetic instability, may occur as the distribution functions evolve due to wave-particle interaction. This implies also that the spectral analysis of the turbulence must be carried out over time intervals that are sufficiently short compared to the time scale for changes in the wave spectrum, while for statistical reasons and good frequency resolution a long sampling interval would be desirable. Periodograms are unsatisfactory under these conditions, even when applying windows to the wave trains in order to reduce spectral leakage.

Abb. 2-7: Test: Spektralanalyse eines amplitudenmodulierten Signals + Gaußschem Rauschen mittels Tiefpassfilter und MEM Methode für einen kurzen Datensatz. Das Periodogramm (strichliert) für ein weit längeres Signal hat wesentlich mehr 'spectral leakage'.

Fig. 2-7: Test: Spectral analysis of amplitude modulated signal + Gaussian noise, using lowpass filter and MEM method for a small sample. The periodogram (dashed) for a much larger sample still exhibits much more leakage.

Moderne Methoden wie die der maximalen Entropie (MEM) oder die Multiple-Taper-Methode (MTM), die überwiegend in Zusammenhang mit der Geophysik entwickelt wurden, liefern weit bessere Resultate. Diese Methoden wurden für den Gebrauch mit Simulationsrechnungen angepasst. Um die anfallende Datenmenge beherrschbar zu machen, erfordert dies im allgemeinen digitale Tiefpassfilter, die 'aliasing' trotz reduzierter Abtastraten verhindern.

Modern methods which were mostly developed in the geophysics context, such as the Maximum Entropy Method (MEM) and the Multiple-Taper-Method (MTM) can yield far better results. They were adopted for the use with simulation codes. This generally requires additional low pass digital filtering of wave forms, in order to keep the data output manageable, but avoid aliasing due to reduced sampling rates.

[Bogdanova, Dum, Förster, Georgescu, Haaland, Klecker, Paschmann, Puhl-Quinn, Sonnerup, Treumann]


2.1.2   Sonne und Heliosphäre / Sun and Heliosphere

Im Bereich Physik der Sonne und Heliosphäre beschäftigen wir uns mit der Untersuchung von Beschleunigungsprozessen an der Sonne und im interplanetaren Raum. Die Beobachtung von solarer Gammastrahlung gestattet z.B. die Untersuchung von Beschleunigungsprozessen an der Sonne. Mit in-situ Messungen des solaren Windes und energetischer Teilchen untersuchen wir Beschleunigungsprozesse im interplanetaren Raum, z.B. an Stoßwellen, die durch koronale Massenauswürfe auf der Sonne erzeugt werden.

In our solar and heliospheric studies we investigate acceleration processes on the sun and in interplanetary space. Observations of solar gamma-ray line emission provide, for example, direct evidence for acceleration of protons and heavy ions in solar flares. With in-situ measurements of the solar wind and of energetic particles we study acceleration processes in interplanetary space, for example at shock waves caused by coronal mass ejections.

Gamma Strahlung von einem C4 Flare am 20. Januar 2000 /
A C4 Class Solar Flare on January 20, 2000 with Nuclear Gamma Ray Line Emission

Der von COMPTEL beobachtete solare Flare vom 20. Januar 2000 ist der bisher schwächste je beobachtete Flare mit Kern-Gammalinien-Emission. Das mit BATSE und COMPTEL auf CGRO gemessene Spektrum dieses Flares zeigt oberhalb 1 MeV einen Exzess auf Grund von nuklearer Linienemission über der Extrapolation des Kontinuumspektrums bei niedrigeren Energien. Das Kontinuum ist typisch für Bremsstrahlungs-Emission von hochenergetischen solaren Flares und lässt sich anpassen durch ein potenzförmiges Spektrum mit Exponenten -3.1. SMM hat Kern-Gammalinien-Emission nur von Flares der Klassen M und X nachweisen können (Abb. 2-8). Das entfaltete COMPTEL Energiespektrum zeigt die stärksten Linien bei 2.2 MeV (Neutroneneinfanglinie) und bei 4,4 MeV (Kernwechselwirkungslinien von angeregten 12C und 16O-Kernen). Die Existenz dieser Linien zeigt, dass Protonen und Ionen bei diesem Flare bis zu einigen 10 MeV beschleunigt wurden und eventuell sogar bis über 100 MeV hinaus, falls die Erzeugung hochenergetischer Neutronen bestätigt werden kann. Durch diese Beobachtung wird die Hypothese untermauert, dass Teilchenbeschleunigung in solaren Flares unabhängig von ihrer Stärke stattfindet.

The 20th January 2000 solar flare – studied by COMPTEL – is the weakest ever observed flare to have nuclear gamma ray emission lines. The spectrum taken from this flare with BATSE and COMPTEL on CGRO shows a nuclear line emission excess at energies >1 MeV above the extrapolation of a continuum spectrum from lower energies. The continuum is typical for bremsstrahlung emission from high-energy solar flares and was fitted with a power-law of index ‑3.1. SMM saw nuclear line emission only in M- and X-class flares (Fig. 2-8). The de-convolved COMPTEL energy spectrum shows the strongest line at 2.2 MeV (neutron capture line) and at 4.4 MeV (excited 12C and 16O-interaction lines). The presence of such nuclear lines implies the acceleration of protons and ions in the flare event to energies above several 10s of MeV – if the production of neutrons is confirmed even to energies above 100 MeV. This observation strengthens the hypothesis that particle acceleration takes place in flares irrespective of their size.

Abb. 2-8: Korrelation zwischen dem Kern-Gammalinienfluss und der Flare-Stärke (klassifiziert nach der GOES Röntgen-Intensität) aller von SMM beobachteten solaren Flares. Der neue Flare der Klasse C ist der schwächste Flare, bei dem je Kernwechselwirkungsprozesse beobachtet worden sind.

Fig. 2-8: Nuclear line fluences observed from high-energy solar flares with SMM classified according to the GOES X-ray intensity. The new C-class flare is the weakest event observed so far displaying nuclear activity.


Die Ladungszusammensetzung suprathermischer Ionen /
The Ionic Charge Composition of Suprathermal Ions

Der Vergleich der Ionenladungszusammensetzung von suprathermischen Ionen mit der des solaren Windes ist von besonderem Interesse, da Beschleunigungs- und Transportprozesse wesentlich von der Geschwindigkeit und der magnetischen Steifigkeit der Teilchen, also von deren Masse und Ionenladung abhängen. Mit Experimenten auf den Raumsonden SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) und ACE (Advanced Composition Explorer) erweitern wir unsere früheren Messungen der Ionenladung energetischer Teilchen im ~MeV/Nuk Energiebereich mit ISEE-3 und SAMPEX zu suprathermischen Ionen, die lokal an interplanetaren Stoßwellen beschleunigt werden.

The comparison of the ionic charge composition of suprathermal ions with their solar wind source is of particular interest, because the acceleration and transport processes depend significantly on velocity and rigidity, i.e. on the mass and ionic charge of the ions. With experiments on the SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) and ACE (Advanced Composition Explorer) spacecraft we extend our earlier measurements with ISEE-3 and SAMPEX of the ionic charge composition in the ~MeV/nuc energy range to suprathermal ions, accelerated locally at interplanetary shocks.

Die neuen Messungen mit wesentlich verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit zeigen eine starke Variation der mittleren Ionenladungen, insbesondere für Eisenionen. Bei einigen Ereignissen stimmt die Ladungsverteilung von Fe des solaren Windes mit der entsprechenden Verteilung suprathermischer Ionen von ~0.1 MeV/Nuk gut überein (Abb. 2-9), während in anderen Ereignissen die mittlere Ladung von supra-thermischen Fe Ionen um bis zu 1.5 Ladungen höher ist (Abb. 2-10). Diese Ereignisse zeigen auch einen leichten, aber systematischen Anstieg der mittleren Ladung von Fe mit der Energie.

The new measurements with much improved resolution and sensitivity show a large event-to-event variability of the mean ionic charge of heavy ions, in particular of iron. For some events, the solar wind iron charge distribution measured on the same spacecraft is consistent with the suprathermal distribution at energies of ~0.1 MeV/nuc (Fig. 2-9), in other events the mean ionic charge of the suprathermal distribution is up to 1.5 charge states larger (Fig. 2-10). This type of events also shows a moderate, but systematic increase of the mean ionic charge of iron with energy.

Dies lässt vermuten, dass der Unterschied zwischen den Ladungsverteilungen im solaren Wind und supra-thermischer Teilchen durch Beschleunigungsprozesse verursacht sein könnte, die von der magnetischen Steifigkeit abhängen: nicht-stationäre Beschleunigung
oder nicht-planare Stoßgeometrie können z.B. zu
Energiespektren führen, die bei hohen Energien von einem Potenzgesetz in eine exponentielle Form übergehen (j ~ E-g exp (-E/E0), wobei E0 von Masse pro Ladung abhängt). Eine derartige spektrale Form führt zu einer energieabhängigen mittleren Ladung, je nach Größe von E0. Zum Test dieser Möglichkeit werden wir als nächstes die Energiespektren mehrerer Ereignisse mit Instrumenten auf ACE untersuchen.

This suggests, that the differences observed between solar wind and suprathermal charge states could be due to rigidity dependent acceleration: a rigidity dependent exponential cut-off of the energy spectra, for example due to finite acceleration time or non-planar shock geometry, (j ~ E-g exp (-E/E0), with E0 being a function of mass per charge), will result in an energy dependent mean ionic charge, provided the e-folding energy E0 is sufficiently small. We will test this possibility in the future by analysing the energy spectra of these events by combining the measurements of several low energy sensors onboard ACE.

Abb. 2-9: Ladungsverteilung von Fe des solaren Windes und von suprathermischen Ionen im Energie-bereich 0.18-0.26 MeV/nuc, beobachtet während eines interplanetaren Stoßwellen-Ereignisses am 26. Juni 1999. In diesem Ereignis stimmen die Ladungsver-teilungen im solaren Wind und bei suprathermischen Energien gut überein. Dies legt als Quelle der Teilchen den solaren Wind nahe und zeigt, dass in diesem Falle der Beschleunigungsprozess nicht von der magnetischen Steifigkeit abhängt. Abb. 2-10: Wie Abb. 2-9, für die interplanetare Stoß-welle am 1. Mai 1998. Die mittlere Ionenladung von Eisenionen bei suprathermischen Energien ist signifikant größer als im solaren Wind. Dies lässt vermuten, dass in diesem Ereignis Beschleunigungsprozesse wichtig sind, die von der magnetischen Steifigkeit bzw. von Masse/Ladung der Ionen abhängig sind.
Fig. 2-9: Ionic charge distributions of solar wind and suprathermal iron ions in the energy range 0.18-0.26 MeV/nuc observed during an interplanetary shock event on June 26, 1999. In this event the solar wind iron mean ionic charge is compatible with the mean charge of suprathermal iron ions, suggesting a solar wind source and no rigidity dependent acceleration effects. Fig. 2-10:Same as Fig. 2-9 for the interplanetary shock event of May 1, 1998. The mean ionic charge of suprathermal iron ions is significantly larger than the solar wind iron mean ionic charge, suggesting the importance of a mass/charge dependent acceleration process in this case.


Whistler Wellen vor der Bugstoßwelle der Erde in quasi-parallelen Stoßwellen /
Upstream Whistler Wave Generation in Quasiparallel Shocks

Hybrid-Simulationen, bei denen die Ionen als Teilchen und die Elektronen als eine Flüssigkeit behandelt werden, haben gezeigt, dass quasi-parallele Stoßwellen mit einer Zeitskala von etwa 10 inversen Ionenfrequenzen zerfallen und sich neu aufbauen. In diesen Simulationen wird jedoch eine künstliche Viskosität/Resistivität angenommen, welche mögliche Whistlerwellen unterdrückt.

Hybrid simulations of quasi-parallel shocks, which treat ions as particles and electrons as a fluid, have demonstrated that such shocks usually exhibit cyclic reformation at time scales of about 10 inverse ion cyclotron frequencies. On the other hand, in most hybrid simulations an artificial resistivity is assumed for numerical reasons which suppresses whistler waves radiated from the shock front.

Es wurden daher ein-dimensionale Teilchensimulationen von quasi-parallelen Stoßwellen mit einem Winkel von 30° zwischen Magnetfeld und Normalenrichtung der Stoßfront durchgeführt, um die Rolle solcher Whistlerwellen bei der sogenannten Reformation der Stoßfront zu untersuchen. Dabei muss das stromaufwärtige Gebiet groß genug sein, um die Ausbildung von niederfrequenten Wellen auf Grund von Ionen-instabilitäten zu ermöglichen. Diese niederfrequenten, langperiodischen Wellen steilen sich vor der Front in großamplitudige Pulsationen (sogenannte SLAMS) auf. Ein SLAM wird während der Reformation zur neuen Stoßwellenfront und strahlt eine Whistlerwelle ab. Dieser Whistler propagiert in die nächste ankommende Pulsation. Durch die nichtlineare Wechselwirkung zwischen an der Front reflektierten Ionen und dem Potential der Whistlerwelle werden die Ionen eingefangen und die Whistlerwelle wird gedämpft. Dadurch entsteht in einer Hälfte der Pulsation ein Gebiet mit hoher Ionentemperatur. Die Reformation der Stoßwelle beruht auf der Pulsation und läuft daher auf größerer Skala (~10 Ionen-Inertiallängen) als der Wellenlänge des Whistlers ab. Abb. 2-11 zeigt eine zeitliche Abfolge von Magnetfeld-Profilen (z-Komponente des Magnetfelds senkrecht zur Normalenrichtung x der Stoßwelle). Man erkennt die Wechselwirkung der ankommenden niederfrequenten Welle, die sich in eine Pulsation aufsteilt, mit der von der Front abgestrahlten Whistlerwelle.

A one-dimensional full particle electromagnetic simulation code (PIC) is used to investigate the possible role of the upstream whistler and other low frequency upstream waves during cyclic reformation of a quasi-parallel collisionless shock with a magnetic field to shock-normal angle of 30°. Compared to previous PIC simulations the upstream region is large enough to allow for the emergence of low frequency upstream waves by the interaction of backstreaming ions with the solar wind via an ion/ion beam instability. The low frequency upstream waves steepen up to become pulsations (or short large-amplitude magnetic structures, so called SLAMS). As these pulsations are added to the shock and thus comprise the shock, the upstream edge radiates a phase-standing whistler wave train. This whistler train propagates partly into the newly arriving pulsation. The non-linear interaction of reflected ions and incoming solar wind ions in the electrostatic potential of the whistler leads to ion trapping and rapid whistler damping. This results in SLAMS consisting of two regions with different ion temperatures. The cyclic reformation is essentially due to the SLAMS being added to the shock. It is of large scale (~10 ion inertial lengths) as compared to the whistler scale. Fig. 2-11 shows stacked in time magnetic field profiles of a component perpendicular to the shock normal in the vicinity of the shock. This demonstrates the radiation of dispersive whistlers from the shock and their subsequent interaction with an approaching ULF wave eventually resulting in SLAMS.

Abb. 2-11: Reformation einer quasi-parallelen Stoßwelle und die Ausbildung von Whistlerwellen in einer 1-D Teilchensimulation. Gezeigt ist eine Komponente des Magnetfeldes senkrecht zur Normalen x zur Stoßwellenfront zu verschiedenen Zeiten.

Fig. 2-11: Quasi-parallel shock reformation and whistler generation in 1D PIC simulations. Shown are time stacked profiles of the magnetic field component perpendicular to the shock normal exhibiting whistler wave generation.


Die Struktur quasi-senkrechter Stoßwellen: Elektronenskalen /
Structure of Quasi-perpendicular Shocks: Electron Scale

Die Skalenlänge des Potentials in einer quasi-senkrechten Stoßwelle bestimmt im Wesentlichen die maximale Energie, die ein Teilchen durch sogenanntes 'Surfing' an der Stoßwelle erhalten kann. Mit 'Surfing' wird ein Prozess bezeichnet, bei dem die Teilchen zwischen Stoßwellenfront und stromaufwärtigen Gebiet durch das Potential einerseits und die Lorentzkraft andererseits gefangen sind, und zu hohen Energien beschleunigt werden können. Es wurden ein-dimensionale Teilchen-Simulationen solcher Stoßwellen durchgeführt. Dabei wurden insbesondere das Verhältnis von Elektronen-Plasmafrequenz wpe zu Gyrofrequenz wce, das Massenverhältnis zwischen Ionen und Elektronen und das Plasma-b (b = Verhältnis von Plasma- zu Magnetfeld-Druck) variiert. Bei niedrigem b können sich spiegelnd reflektierte Ionen vor der Stoßwelle akkumulieren, und führen dadurch zu einer neuen Stoßfront. Diese sogenannte Selbst-Reformation wurde schon lange in Simulationen mit reduziertem Massenverhältnis beobachtet. Es wurde bestätigt, dass die Reformation kein künstlicher Prozess ist, sondern auch bei realistischem Massenverhältnis auftritt. Zusätzlich wird bei den Simulationen mit realistischem Massenverhältnis eine Instabilität im Fuß der Stoßwelle beobachtet.

The length scale of the cross-shock potential in quasi-perpendicular shocks is an important parameter which determines the maximum energy a particle can gain by shock surfing. Shock surfing is an acceleration mechanism whereby an ion is trapped for some time between the shock potential and the Lorentz force in the region upstream of the shock. For efficient acceleration to occur, the length scale of the shock potential has to be of the order of the electron inertial length. One-dimensional full particle simulations have been performed of almost perpendicular supercritical collisionless shocks. The ratio of electron plasma frequency wpe to gyrofrequency wce, the ion to electron mass ratio, and the ion and electron b (b = ratio of plasma to magnetic field pressure) have been varied. Due to the accumulation of specularly reflected ions upstream of the shock ramp, shocks can reform on time scales of the gyro-period in the ramp magnetic field. Self-reformation is not a low wpe/wce process, but occurs also in wpe/wce >> 1, low b simulations. Self-reformation also occurs in low ion beta runs with an ion to electron mass ratio mi/me = 1840. However, in the realistic mass ratio runs an electromagnetic instability is excited in the foot of the shock, and the shock profile is considerably changed compared to lower mass ratio runs.

Abb. 2-12: Von oben nach unten: z-Komponente des Magnetfeldes, x Komponente des elektrischen Feldes, die Geschwindigkeiten vez der Elektronen, und die Geschwindigkeiten vix der Ionen in der Front einer quasi-senkrechten Stoßwelle. x ist hier in Richtung der Normalen zur Stoßwelle.

Fig. 2-12: From top to bottom: Magnetic field Bz component, electric field Ex, electron vez -x phase space plot, and ion vix -x phase space plot at the front of a quasi-perpendicular shock. x is in the shock normal direction.

Abbildung 2-12 zeigt das Gebiet in der Nähe der Stoßfront für eine Simulation mit Massenverhältnis 1840 und kleinem b. Gezeigt wird in den oberen beiden Feldern die senkrechte Komponente des Magnetfeldes und die Komponente des elektrischen Feldes in Normalenrichtung x. Die beiden unteren Felder zeigen die Geschwindigkeit individueller Elektronen senkrecht zur Normalenrichtung vez-x und die Geschwindigkeit individueller Ionen in Normalenrichtung vix-x. Die Einheit in Normalenrichtung ist Elektronen-Inertiallänge. Die Stoßfront ist bei etwa x=580; davor ist ein sogenannter Fuß, der durch reflektierte Ionen erzeugt wird (s. unterstes Feld). Die Elektronen werden in den hochfrequenten Wellen im Fuß parallel zum Feld beschleunigt und gefangen. Dies führt zu Elektronenheizung noch vor der eigentlichen Stoßwellenfront. Es zeigt sich, dass zu gewissen Zeiten (nachdem der Reformationsprozess zu Ende ist) etwa 40% des gesamten Potentials über minimal 4 Elektronen-Inertiallängen anliegt. Selbst-Reformation tritt nur bei kleinen Werten von bi auf und verschwindet für eine Stoßwelle mit Machzahl 4.5 oberhalb bi ~0.4. Falls die thermische Geschwindigkeit der Ionen nicht eine Größenordnung größer als die Stoßwellengeschwindigkeit ist, tritt keine Reformation auf, und das Magnetfeldprofil und das Potential ändern sich auf der Ionenskala. Auf Grund der Tatsache, dass die Skalenlänge des Potentials größer als die Elektronen-Inertiallänge ist, kann geschlossen werden, dass 'Surfing' kein effizienter Beschleunigungsmechanismus an der Übergangsstoßwelle zwischen Sonnenwind und interstellarem Medium sein sollte.

Figure 2-12 shows an enlarged view of the foot and ramp region for the mass-ratio 1840, low-b run. In the top two panels the magnetic field profile and the normal electric field component are shown. The bottom panels show the electron vez-x phase space plot and the ion vix-x phase space plot, respectively, versus x, the shock normal direction. Note that vz is almost parallel to the magnetic field; however, because the shock is propagating at an angle qBn to the upstream magnetic field, the electric field has a component parallel to the magnetic field. The electrons are accelerated along the field lines and can get trapped by the potential of the high-frequency waves. Acceleration and trapping is evident from the vez-x phase space plot in Fig. 2-12. The trapping leads to pre-heating of the electrons in the foot region. In the reforming low ion beta shocks part of the potential drop occurs at times across the foot and part of the potential drop (~40%) occurs over a few (~4) electron inertial lengths in the steepened up ramp. Self-reformation is a low ion beta process and disappears for a Mach-number 4.5 shock at/or above bi ~0.4. It has been shown that the ion thermal velocity has to be an order of magnitude smaller than the shock velocity in order for reformation to occur. Since according to these simulations only part of the potential drop occurs for relatively short times over a few electron inertial lengths it can be concluded that coherent shock surfing is not an efficient acceleration mechanism for pickup ions at the low b heliospheric termination shock.

[Dum, Jaroscheck, Klecker, Matsukiyo, Schönfelder, Scholer, Siderenko, Treumann]


2.1.3   Planeten, Kometen und Asteroiden / Planets, Comets and Asteroids

Röntgenstrahlung vom Mars / X-rays from Mars

Mit dem Satelliten Chandra ist es erstmals gelungen, Röntgenstrahlung vom Mars nachzuweisen (Abb. 2‑13). Wir beobachteten ihn am 4. Juli 2001, als er von der Erde nur 70 Millionen Kilometer entfernt war. Die Röntgenstrahlung vom Mars ist außerordentlich gering: während der neunstündigen Beobachtung wurden mit Chandra insgesamt nur etwa 300 Röntgenquanten registriert, also im Schnitt eines alle 100 Sekunden. Dies bedeutet, dass sich unter rund 100 Milliarden optischen Photonen gerade mal ein Röntgenquant befindet.

On 4 July 2001 we succeeded in the first ever detection of X-rays from Mars, using the Chandra satellite (Fig. 2-13). At that time, Mars was only 70 million kilometres away from Earth. In X-rays, Mars is extremely faint: during the nine hour observation only about 300 X-ray photons were detected, on average one every 100 seconds. This means that there is just one X-ray photon among 100 billion optical photons.

Dass der Mars eine, wenn auch sehr schwache, Röntgenquelle sein würde, wurde zum einen durch Modellrechnungen nahegelegt, zum anderen durch unsere Chandra-Beobachtung der Venus im Januar 2001, von der wir auch erstmals Röntgenstrahlung nachweisen konnten. Wie bei der Venus sollte auch beim Mars die Röntgenstrahlung im wesentlichen dadurch zustande kommen, dass Röntgenstrahlung von der Sonne ein Fluoreszenzleuchten in den oberen Schichten der Atmosphäre anregt. Unsere Computersimulationen zeigten, dass Mars zum Zeitpunkt der größten Erdnähe, wenn er, von der Erde aus gesehen, etwa gegenüber der Sonne steht, im Röntgenbereich als gleichmäßig beleuchtete Scheibe erscheinen würde. Die Simulationen sagten aber auch voraus, dass bereits bei einer geringfügig anderen Beobachtungsgeometrie eine andere Verteilung der Röntgenhelligkeit auftreten sollte, mit einer Aufhellung des der Sonne zugewandten Randes und einer Helligkeitsabnahme auf der gegenüberliegenden Seite. Um diesen für Fluoreszenzstreuung in der oberen Atmosphäre charakteristischen Effekt
überprüfen zu können, hatten wir die Beobachtung um zwei Wochen gegenüber dem Zeitpunkt der größten Erdnähe verschoben.

The expectation that Mars would be an X-ray source, albeit a very faint one, was suggested by model calculations and, additionally, by our Chandra observation of Venus in January 2001, where we also succeeded in detecting X-rays for the first time. It was conceivable that the basic process for the generation of X-rays would be similar for both planets: fluorescence radiation in the upper atmospheric layers, excited by solar X-rays. Our computer simulations indicated that Mars should appear as a homogeneously illuminated disk in X-rays at the time of closest approach to Earth, when it is located approximately opposite to the Sun. The simulations, however, also predicted that already slight changes in the observing geometry would induce a distinctly different brightness distribution, with a brightening at the sunward limb and some fading at the opposite limb. In order to test this effect, which is characteristic for fluorescent scattering in the upper atmosphere, we had scheduled the observation to take place two weeks after the time of closest approach to Earth.

Die erwartete Helligkeitsverteilung war tatsächlich nachweisbar. Zusammen mit der beobachteten Röntgenintensität (Abb. 2-13), die ebenfalls mit den Erwartungen übereinstimmte, ist dies ein deutlicher Hinweis darauf, dass es sich bei der Röntgenstrahlung vom Mars – wie bei der Venus – im wesentlichen um Fluoreszenzstrahlung handelt. Einen weiteren Beleg für diese Erklärung liefert das Röntgenspektrum, das zeigt, dass die beobachtete Röntgenstrahlung fast ausschließlich aus einer einzigen Spektrallinie kommt. Obwohl eine genaue Untersuchung des Röntgenspektrums durch die für eine Röntgenquelle außerordentlich große optische Helligkeit des Mars beeinträchtigt ist, spricht alles dafür, dass es sich bei dieser Linie um die Fluoreszenzlinie von Sauerstoff handelt.

The predicted brightness distribution was indeed detectable. Together with the fact that the observed X-ray intensity (Fig. 2-13) was also found to agree with the expectation, this clearly indicates that the X-ray radiation from Mars is predominantly due to fluorescence, like in the case of Venus. This explanation is furthermore supported by the X-ray spectrum, which shows that almost all of the observed X-rays originate from a single emission line. Although a detailed analysis of the X-ray spectrum is affected by the optical brightness of Mars, which is extraordinarily high for an X-ray source, all evidence is in favour of the interpretation that this line is the fluorescence line of oxygen.

Abb. 2-13: Das erste Röntgenbild vom Mars, aufgenommen am 4. Juli 2001 mit dem Röntgenteleskop auf Chandra. Während der neunstündigen Belichtung bewegte sich Mars um das Zwanzigfache seines Durchmessers. Um ein scharfes Bild zu erhalten, mussten die Photonen einzeln auf diese Bewegung korrigiert werden. Dies was möglich, da die Röntgen-CCDs alle drei Sekunden ausgelesen wurden.

Fig. 2-13: The first X-ray image of Mars, taken on 4 July 2001 with the Chandra X-ray telescope. During the nine hour exposure, Mars was moving twenty times its diameter. In order to obtain a sharp image, the photons had to be individually corrected for this motion. This was possible because the X-ray CCDs were read out every three seconds.

Während der Chandra-Beobachtung tobte auf dem Mars ein heftiger Staubsturm, der am 26. Juni begonnen hatte. Am 4. Juli hatte er etwa eine Hälfte des Planeten erfasst. Aufgrund dieser außergewöhnlichen 'Wetterlage' bot sich uns die Gelegenheit zu einem besonderen Test. Eventuell könnten auch unsichtbare, mikroskopisch kleine (10-18g) Staubteilchen, die durch den Sturm bis in die obere Marsatmosphäre empor gewirbelt werden, die Röntgenstrahlung von der Sonne streuen. Streuung solarer Röntgenstrahlung an derart kleinen Staubpartikeln wird von einigen Wissenschaftlern als Ursache für die Röntgenstrahlung von Kometen angesehen. Doch auch als sich das Gebiet des Staubsturms weggedreht hatte - der Mars rotiert ähnlich wie die Erde alle 24 Stunden einmal um seine Achse – blieb die Röntgenintensität gleich: Winzige Staubpartikel waren offenbar nicht in ausreichender Zahl in großer Höhe vorhanden, um die Röntgenstrahlung vom Mars messbar zu beeinflussen.

During the Chandra observation, a vigorous dust storm, which had originated on June 26, raged on Mars. On 4 July, it had covered roughly one hemisphere. These exceptional 'weather conditions' gave us an opportunity to perform a unique test. There was the possibility that invisible, microscopically small (10-18g) dust particles, whirled up by the storm into the upper Mars atmosphere, might scatter solar X-rays. Some scientists assume that scattering of solar X-rays on such tiny dust particles is the origin of the X-ray emission of comets. But after the hemisphere affected by the storm had rotated away from our view - Mars rotates like Earth once every 24 hours – the X-ray intensity stayed the same: obviously the number of tiny dust particles at high altitudes was too small to have a detectable effect on the X-ray radiation from Mars.

Dagegen fanden wir Hinweise auf eine andere zusätzliche Quelle von Röntgenstrahlung. Innerhalb von etwa drei Marsradien war die Konzentration von Röntgenphotonen höher als in größeren Abständen. Eine Untersuchung dieser Strahlung ist aufgrund der sehr geringen Intensität nur sehr eingeschränkt möglich. Es gibt jedoch eine naheliegende Erklärung für ihre Ursache: Aus der oberen Marsatmosphäre entweichende Atome geben Elektronen an stark geladene Ionen des Sonnenwinds ab. Diese geraten dadurch in einen hochangeregten Zustand und senden einen Teil ihrer Anregungsenergie im Röntgenbereich aus. Solche Umladungsprozesse sind die Ursache für die Röntgenstrahlung von Kometen.

We found, however, indications for another additional source of X-rays: within about three Mars radii, the X-ray photons were more concentrated than at larger distances. Although the analysis of this radiation is limited by its very low intensity, there is an obvious explanation for its origin: atoms escaping from the upper atmosphere of Mars may transfer electrons to highly charged ions of the solar wind. The ions get thereby into a highly excited state and emit part of their excitation energy in X-rays. Such charge transfer processes are the origin of the X-ray emission of comets.

Mit unseren Chandra-Beobachtungen von Venus und Mars hat sich die die Zahl der Planeten, von denen Röntgenstrahlung nachgewiesen werden konnte, verdoppelt. Zuvor waren nur die Erde und Jupiter als Röntgenquellen bekannt. Bei Saturn wurden in ROSAT-Daten Anzeichen für Röntgenstrahlung gefunden, die aber noch bestätigt werden müssen.

Our Chandra observations of Venus and Mars have doubled the number of planets which have been detected in X-rays. Only Earth and Jupiter were known before to be X-ray sources. Indications for X-ray emission from Saturn, found in ROSAT data, still have to be confirmed.


Beobachtungen von Asteroiden mit ISO / Observations of Asteroids with ISO

Asteroidenbeobachtungen mit ISO (Infrared Space Observatory, 1995-1998) wurden 2002 fortgesetzt. Das Hauptinteresse galt dabei der Bestimmung von thermophysikalischen Größen aus photometrischen und polarimetrischen Beobachtungen für einige ausgewählte Asteroiden. Die Ergebnisse führten zu einer realistischen und physikalischen Beschreibung des thermischen Verhaltens. Das thermophysikalische Modell enthält eine bestmögliche Beschreibung der Form, des Rotationsverhaltens, der Beleuchtungseffekte und thermischer Prozesse.

During 2002 the scientific exploitation of ISO (Infrared Space Observatory, 1995-1998) observations of asteroids continued. One main aspect of the analysis was the derivation of thermo-physical parameters of a small sample of asteroids from photometric and polarimetric observations. The improved knowledge allows to describe the thermal behaviour in a very realistic and physical way. The thermo-physical model includes now a detailed description of the shape, rotational behaviour, illumination effects and thermal processes.

Die spektroskopischen ISO Messungen erlauben eine Analyse der Oberflächeneigenschaften in Bezug auf Strukturen und Zusammensetzung. Die Struktur und Porosität der Oberflächenschicht beeinflusst das spektrale Verhalten im mittleren Infrarot, dem Bereich der maximalen Energieabstrahlung. Die spektralen Signaturen können mittels Reststrahlen-, Transparenz- und Christiansen-Linien mit der Oberflächenzusammensetzung in Zusammenhang gebracht werden. Hier wurden bereits die ersten Vergleiche mit Labormessungen verschiedener Meteoriten und Mineralien in 2002 durchgeführt.

The ISO spectroscopic measurements provide means to study the asteroid surface properties in terms of structures and composition. The structures and porosity of the surface regolith influence strongly the overall spectral behaviour at mid-infrared wavelengths where the thermal energy peaks are located. The spectral features can be connected via reststrahlen bands, transparency peaks and Christiansen features to the surface composition. Here, the first qualitative comparison with laboratory measurements of different meteorites and minerals started in 2002.

Viele Kometen und Asteroiden wurden unbeabsichtigt in großen ISO Kartierungen mit aufgenommen. Erste Ergebnisse der Analyse und die Interpretation der infraroten Helligkeiten wurden kürzlich publiziert. Die vielen und zu einem Großteil noch weitgehend unerforschten ISO Beobachtungen von Sonnensystemobjekten erlauben, zusammen mit dem oben erwähnten thermophysikalischen Modell, neue Untersuchungen, die zuvor nicht möglich waren.

Many comets and asteroids have been affiliated unintentionally in large ISO surveys. First results on the analysis and the interpretation of the infrared fluxes have been published recently. The large and to a large extend unexploited sample of ISO solar system observations together with the above mentioned thermo-physical model allow new investigations which were not possible before. Further work in this field is ongoing, including many objects seen by chance in the ISO surveys.

[Dennerl, Müller]

MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002


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HTML version: 2003-04-08; Helmut Steinle