MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003

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. Am MPE 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 its' boundaries, and in interplanetary space.

Für die Magnetosphärenphysik ist die CLUSTER Mission der vorläufige Höhepunkt dieses Forschungsgebiets. Im Berichtsjahr standen Untersuchungen zur Magnetopause, zur Konvektion in der polaren Magnetosphäre, zur Kopplung zwischen Magnetosphäre und Ionosphäre, zur zeitlichen und räumlichen Struktur des Ausflusses von O+-Ionen aus der polaren Ionosphäre im Vordergrund. Neue Erkenntnisse zur Polarlichtphysik ergaben sich aus der Untersuchung beschleunigter Elektronen und Ionen mit dem FAST Satelliten. Kosmische Strahlung und energetische Ionen im Sonnenwind werden mit unseren Instrumenten auf SOHO und ACE gemessen. Auf diesem Gebiet haben wir, insbesondere bei der Analyse der Ladungszustände supra-thermischer Ionen, die in impulsiven solaren Ereignissen, also in Zusammenhang mit solaren Flares beschleunigt werden, interessante Ergebnisse gewonnen.

With CLUSTER we are at the advent of a new age of multispacecraft missions in magnetospheric physics. This year we studied in particular the magnetopause, convection in the polar magnetosphere, magnetosphere - ionosphere coupling, and temporal and spatial variation of the outflow of O+ in the polar ionosphere. New insights into the physics of the aurora were obtained from the analysis of accelerated electrons and ions with the FAST satellite. With our experiments onboard SOHO and ACE we measure cosmic rays and energetic ions in the solar wind. We obtained interesting results on the ionic charge composition of suprathermal ions accelerated in impulsive solar events.

Diese in-situ Messungen werden durch theoretische Untersuchungen und numerische Simulationen ergänzt. Hierzu gehören: Untersuchungen zur Rekonnexion, zu quasi-senkrechten stoßfreien Stoßwellen und zur spektralen Analyse von Plasma Turbulenz.

These in-situ measurements are complemented by theoretical investigations and numerical simulations. These include numerical simulation of reconnection, of quasi-perpendicular shocks and of the spectral analysis of plasma turbulence.

Neben der Plasmaphysik gibt es noch erste Messungen von Saturn im Lichte der Röntgenstrahlung mit Chandra, neue Ergebnisse einer Beobachtungsreihe von Asteroiden mit dem Infrared Space Observatory ISO, und erste infrarot Beobachtungen von Neptun mit VLT.

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



2.1.1   Erdmagnetosphäre / Earth's Magnetosphere

Rekonstruktion zweidimensionaler Strukturen der Magnetopause aus Cluster-Beobachtungen /
Reconstruction of two-dimensional magnetopause structure from Cluster observations

Eine Voraussetzung für die Bestimmung der Dicke und Struktur der Magnetopause ist die Kenntnis ihrer Orientierung und Bewegung. Dies ist eine schwierige Aufgabe, da sich Position und Orientierung der Magnetopause aufgrund der Variationen im Sonnenwind ständig ändern. Vor Cluster gab es eine Reihe von Methoden, die alle auf der Anwendung von physikalischen Erhaltungssätzen auf die Messungen von Einzelsatelliten beruhen. Mit Cluster kann man nun aus den Durchgangszeiten der vier Satelliten die Orientierung und Geschwindigkeit direkt bestimmen.

A pre-requisite for determining the magnetopause thickness and structure is the knowledge of its orientation and motion. This is difficult to obtain because in response to the varying solar wind conditions the magnetospheric boundaries are always in motion and change their orientation constantly. Before Cluster, there were a variety of techniques based on the application of some physical laws to the measurements from single-spacecraft. With Cluster, one now can use the timing of the crossings by the four spacecraft to infer the orientation and motion directly.

Abb. 2-1: Magnetfeldkarte für eine Magnetopausendurchquerung von Cluster am 5. Juli 2001. Der obere Teil zeigt die Magnetfeldlinien (schwarz), wie sie sich aus der Analyse der Messungen des Magnetfeldes und des Plasmadrucks allein mit Cluster 3 ergeben. Die weißen Pfeile stellen die mit allen vier Satelliten entlang ihrer Bahn gemessenen Magnetfeldvektoren darstellen. Die Übereinstimmung der Messungen mit C1, C2 und C4 mit der aus den C3 Messungen gewonnenen Karte bestätigt die Gültigkeit der Methode. Die Hintergrundfarbe zeigt die Stärke der Magnetfeldkomponente senkrecht zur Karte, unter Verwendung des Farbbalkens rechts. Die Farbänderung weist auf die unterschiedliche Feldrichtung beidseits der Magnetopause hin. Der untere Teil des Bildes zeigt dieselbe Magnetfeldkarte. Die weißen Pfeile zeigen nun aber die gemessenen Strömungsgeschwindigkeiten des Plasmas. Die Hintergrundfarbe verdeutlicht hier die Unterschiede im Plasmadruck zu beiden Seiten der Magnetopause.

Fig. 2-1: Magnetic field maps for a magnetopause crossing by the Cluster satellites on 5 July 2001. The top part shows the magnetic field lines (black) inferred from the measurements of the magnetic field and plasma pressure by Cluster 3 alone. Superimposed are white arrows that represent the actual magnetic field vectors measured by all four Cluster spacecraft along their trajectories. The agreement of the measurements by C1, C2, and C4 with the map constructed from the C3 measurements confirms the validity of the method. The background colour indicates the strength of the magnetic field component directed out of the plane of the map, using the colour bar on the right. The change in colour indicates that the magnetic field direction changes across the magnetopause. The bottom part of the figure shows the same magnetic field map, but at this time the white arrows represent the measured plasma flow velocities, as seen in the deHoffmann-Teller frame. The background colour now represents the change in plasma pressure across the magnetopause.

Selbst mit vier Satelliten bekommt man zunächst nur vier jeweils eindimensionale Schnitte durch die Magnetopause. Aber mit einigen Annahmen über die zugrundeliegende Physik, nämlich dass sie näherungsweise als magnetostatisch beschreibbar ist, kann man eine zweidimensionale Karte der Magnetopause aus den Magnetfeld- und Plasmamessungen konstruieren. Mit Cluster hat man die einzigartige Möglichkeit, die aus den Daten eines der Satelliten gewonnene Karte mit den Messungen der anderen drei zu vergleichen. Abb. 2-1 zeigt oben die aus der Analyse der C3 Daten gewonnene Karte für einen bestimmten Magnetopausendurchgang. In der Ausbuchtung rechts unten erkennt man Magnetfeldlinien, die die Magnetopause durchstoßen. Dies bedeutet, dass lokal eine Rekonnexion zwischen dem terrestrischen und dem interplanetaren Magnetfeld stattgefunden hat, und Sonnenwindplasma in die Magnetosphäre eindringen kann. Dies wird im unteren Teil von Abb. 2-1 verdeutlicht. Das Plasma strömt entlang des nach außen offenen Magnetfeldkanals in die Magnetosphäre ein, genau wie bei magnetischer Rekonnexion erwartet.

Even with four spacecraft, one only gets four one-dimensional cuts through the boundaries. But with some assumptions on the underlying physics, namely that it can be described as magnetostatic, one can actually infer a two-dimensional map of the magnetopause from the magnetic field and plasma measurements obtained in each such cut. With Cluster, one has the unique opportunity to check these results by comparing the prediction based on measurements from one of the spacecraft, with the observations of the other three. The top of Fig 2-1 shows the magnetic field map obtained from analysis of C3 data obtained during a particular pass through the magnetopause (for details see the figure caption). In the bulge on the lower right magnetic field lines are crossing the magnetopause, implying that the process known as magnetic reconnection has occurred, and solar wind plasma can cross the magnetopause and enter the magnetosphere. This is illustrated by the bottom half of the figure. Note that the plasma is flowing across the magnetopause in the open-field channel near the X-point, as expected for reconnection.



Konvektion in der polaren Magnetosphäre / Convection in the Polar Magnetosphere

Die Sonne emittiert kontinuierlich einen "Wind" geladener Teilchen, hauptsächlich Elektronen und Protonen. Für diesen Sonnenwind stellt das Erdmagnetfeld ein Hindernis dar. Wenn das interplanetare Magnetfeld (IMF), das vom Sonnenwind mitgeführt wird, eine südwärts gerichtete Komponente hat, kann es an der tagseitigen Magnetopause zu dessen Verschmelzung des IMF mit dem Erdmagnetfeld kommen (Rekonnexion). Als Folge dessen werden die verbundenen Feldlinien des Erdmagnetfeldes vom Sonnenwind über die Pole der Erde hinweg in Richtung des Magnetschweifes gezogen. Wegen seiner hohen Leitfähigkeit ist das Plasma im Inneren der Magnetosphäre an das Magnetfeld gekoppelt und gezwungen, die Konvektionsbewegung mitzumachen.

The sun continuously emits the "solar wind", a stream of charged particles consisting mainly of electrons and protons. For this solar wind the earth's magnetic field constitutes an obstacle. If the interplanetary magnetic field (IMF) that is carried by the solar wind has a southward component, merging of the earth's magnetic field lines with the IMF can take place (reconnection). As a consequence field lines of the earth's magnetic field are carried over the poles towards the magnetotail by the solar wind. Due its high electrical conductivity the plasma inside the magnetosphere is coupled to the magnetic field, and thus forced to follow the convective motion.

Mit dem Elektronen-Drift Instrument (EDI) auf den vier CLUSTER-Satelliten lässt sich die Konvektionsgeschwindigkeit über den Polkappen im Vergleich zu den herkömmlichen Methoden, deren Genauigkeit unter der typischerweise geringen Plasmadichte in diesem Bereich leidet, besonders gut messen. Es wurden 20 Überquerungen der Polkappen statistisch untersucht.

The Electron-Drift Instrument (EDI) onboard the four CLUSTER spacecraft allows to measure the convection velocity over the polar caps more accurately than conventional methods the accuracy of which suffers from the typically small plasma density in this area. A statistical study of 20 polar cap passes has been conducted.

Abb. 2-2: 10-Minuten Mittelwerte der mit EDI über den Polkappen gemessenen normierten Konvektionsgeschwindigkeiten als Funktion der z-Komponente des interplanetaren Magnetfeldes. Daten der Satelliten 1,2,3 sind farblich unterschieden. Mittelwerte (über 1.5 nT Intervalle) und zugehörige Standardabweichungen sind schwarz darüber geplottet.

Fig. 2-2: 10-minute averages of the normalized convection velocities, measured by EDI over the polar cap, as a function of the z-component of the interplanetary magnetic field. Data from spacecraft 1,2,3 are distinguished by colour. Averages over 1.5 nT intervals and associated standard deviations are shown in black.

Abbildung 2-2 zeigt 10-Minuten Mittel der Komponente der Konvektionsgeschwindigkeit in der (X,Z)-Ebene, deren Vorzeichen die Richtung der Konvektion - sonnenwärts (+) oder schweifwärts (-) - als Funktion der z-Komponente des interplanetaren Magnetfeldes (IMF Bz) angibt. Um die Höhenabhängigkeit zu eliminieren, wurden die Konvektionsgeschwindigkeiten auf eine einheitliche ionosphärische Höhe von etwa 100 km normiert. Wie erwartet ist die Konvektion in Schweifrichtung umso stärker, je negativer IMF Bz ist. Auch bei positivem IMF Bz findet man eine im Durchschnitt schweifwärts gerichtete Konvektionsbewegung, jedoch treten hier verstärkt auch Fälle sonnenwärts gerichteter Konvektion auf. Die Ursache dafür liegt in den komplizierten Konvektionsmustern, die bei Rekonnexion schweifwärts der Cusp für nordwärts gerichtetes IMF (Bz >0) auftreten.

Figure 2-2 shows 10-minute averages of the component of the convection velocity in the (X,Z)-plane the sign of which indicates the sense of the convection (sunward (+) or tailward (-)), as a function of the z-component of the interplanetary magnetic field (IMF Bz). To eliminate the height dependence the convection velocities have been normalized to a common ionospheric height of 100km. As expected the tailward convection is the higher the more negative IMF Bz is. Even for positive IMF Bz one finds - on average - tailward convection. However, more cases of sunward convection are observed here. The reason for this lies in the complicated convection patterns that result from reconnection poleward of the magnetic cusp for northward IMF (IMF Bz >0).

Während obige Analyse auf Messungen individueller Satelliten beruht, erlaubt CLUSTER zusätzlich eine Korrelationsanalyse zwischen den Konvektionsgeschwindigkeiten, die auf verschiedenen Satelliten gemessen werden, und damit eine Untersuchung der auftretenden Skalenlängen. Die Messungen zeigen, dass die Korrelation der Konvektionsgeschwindigkeiten mit größer werdendem Abstand der Satelliten stark abfällt.

While above analysis is based on measurements of individual spacecraft, CLUSTER in addition allows a correlation analysis between the convection velocities measured by the different spacecraft, and thus an investigation of the occurring scale lengths. The measurements show that the correlation of the convection velocities fall off strongly with increasing distance of the spacecraft.



Räumliche/Zeitliche Kohärenz der O+ Ionen Entweichflüsse /
Spatial/Temporal Coherence of O+-Ion Outflows

Von früheren Missionen ist bekannt, dass die Ionosphäre der Erde ebenso wie der Sonnenwind als Quelle magnetosphärischen Plasmas in Frage kommt. Aus der Ionosphäre kommen vor allem aus H+ und O+ Ionen, wobei die stärksten Flüsse aus der tagseitigen Cusp kommen. Die Multi-Satelliten Messungen von Cluster erlauben es nun erstmals, die räumliche und zeitliche Kohärenz der tagseitigen Flüsse aus der Ionisphäre zu bestimmen (Abb. 2-3).

It is well known from earlier missions that the Earth's ionosphere competes with the solar wind to supply plasma into the magnetosphere. The outflow composition is mainly O+-and H+-ions, with the largest fluxes originating from the dayside cusp. Data from the Cluster multi-satellite system allow for the first time to access the spatial and temporal coherence of dayside outflows (Fig. 2-3).

Abb. 2-3: Beispiel für die Beobachtung von O+ Flüssen aus der Ionosphäre durch drei Satelliten der Cluster Mission entlang ihrer polwärts gerichteten Orbits in die Polkappe hoher Breiten hinein. Die Panele zeigen von oben nach unten: (1) das Energie-Zeit Spektogramm von O+ Ionen, das von CIS/CODIF an Bord von C4 gemessen wurde; (2) eine Darstellung der Satellitenkonfiguration entlang ihrer polaren Orbits; (3) aufwärts gerichtete mittlere Geschwindigkeit und (4) integraler Fluss der O+ Ionen für die Cluster Satelliten C4 (rosa), C1 (orange) und C3 (blau).

Fig. 2-3: Example of an O+ outflow event observed on 3 of the Cluster satellites, when moving poleward in the high-altitude polar cap. From top to bottom; (1) time-energy spectra of O+-ions measured by CIS/CODIF aboard the Cluster satellite C4; (2) drawing of the satellite configuration along its polar orbit; (3) invariant latitudinal series of O+ upward mean velocity and (4) integral flux from C4 (pink), C1 (orange) and C3 (blue) Cluster satellites.

Der O+ Fluss, nachgewiesen im Energie-Zeit Diagramm, resultiert aus einem mehrstufigen Prozess. Ionosphärische Aufheizung führt zu einer größeren Skalenhöhe der O+ Ionen, so dass Welle-Teilchen Wechselwirkungen in den oberen Schichten und innerhalb eines schmalen Breitenbereichs sie so beschleunigen, dass sie die Schwerkraft überwinden. Die Ionen bewegen sich dann entsprechend der Mirror-Kraft aufwärts und driften zugleich infolge der magnetosphärischen Konvektion seitwärts in Länge und Breite. Letzteres führt dazu, dass die Ionen sich aus einer eng begrenzten Quellregion in der Magnetosphäre ausbreiten. The O+-outflow, detected in the time-energy spectra is the result of multi stage processes. First, ionospheric processes raise the scale height of O+-ions so that wave/particle interactions higher up in thin latitudinal regions lead to ion escape from gravity. Then, ions move up via the mirror force and drift in latitude due to the magnetospheric convection. This latter stage leads ions from a narrow source to spread out at Cluster altitudes.

Um zu untersuchen, ob die O+ Prozesse räumlicher oder zeitlicher Natur sind, muss man sie innerhalb einer magnetischen Flussröhre vergleichen. Die in der Abb. 2-3 als Funktion der invarianten Breite (ILAT) aufgetragenen aufwärts gerichteten O+ Geschwindigkeiten und Flüsse zeigen signifikante Variationen zwischen den Satelliten. Damit wird erstmals direkt nachgewiesen, dass die O+ Flüsse zeitlichen Variationen unterliegen. Es unterstreicht die Bedeutung nichtstationärer Prozesse für die Entstehung der Entweichflüsse.



To investigate whether O+-features are spatial or temporal, one can compare them on the same field line. Plots of O+ upward velocity and flux as a function of invariant latitude (ILAT) show significant variations at the same ILAT between satellites (Fig. 2-3). This is the first direct evidence of O+-variations being temporal, demonstrating the importance of non-steady processes in the development of the outflow.

Magnetosphären-Ionosphären Kopplung / Magnetosphere-Ionosphere Coupling

Abb. 2-4: Projektion der EDI Driftmessungen der drei Cluster-Satelliten C1 (schwarzes Dreieck mit Vektorpfeil), C2 (rot) und C3 (grün) in die nördliche polare Ionosphäre, die bereits die von SuperDARN beobachtete elektrische Potentialverteilung zum gleichen Zeitpunkt, einem 2-min-Interval am 21. Juni 2002, 17:52 UT, enthält. Die Isoliniendarstellung der Potentialverteilung ist farbkodiert (linke untere Skala) ebenso wie die Vektorpfeile der SuperDARN Messungen (rechts unten) an den Orten der beobachteten Rückstreu-Echos, deren Länge der extrapolierten Driftgeschwindigkeit entspricht. Zusätzlich zu den EDI-Messungen sind für den direkten Vergleich der Driftbeobachtungen an den Fußpunkten der Cluster-Satelliten die um den Faktor 3 vergrößerten Vektorpfeile von SuperDARN (magenta) dargestellt. Die Sonnenwindbedingungen zum gegebenen Zeitpunkt (zeitlich verschoben) sind in der oberen rechten Ecke angegeben.

Fig. 2-4: EDI drift measurements of the three Cluster satellites C1 (black triangle with vector arrow), C2 (red), and C3 (green) mapped into the northern polar cap ionosphere which contains the electric potential distribution of SuperDARN observations for the same 2-min time interval on 21 June 2002, 17:52 UT. The potential pattern (isolines) is colour-coded with the scale on the bottom (left) while the locations of SuperDARN backscatter echoes for drift measurements are colour-coded (right bottom) and scaled by the vector length. For easier comparison, the drift vectors at the Cluster's foot points are drawn additionally in magenta and enlarged by a factor of 3. Solar wind conditions (time-lagged) are indicated in the upper right corner.

Der Vergleich von EDI Driftmessungen in der Magnetosphäre mit Beobachtungen des SuperDARN Radarnetzes in der polaren Ionosphäre (Abb. 2-4) dient dazu, die Magnetosphären-Ionosphären-Kopplung besser zu verstehen. Hier werden gleichzeitige Messungen von drei Satelliten für ein Zeitintervall dargestellt, zu dem die Cluster Satelliten maximale Abstände aufwiesen (ca. 20000 km). Der Vergleich zeigt eine gute Übereinstimmung für ungestörte Bedingungen (stetige Sonnenwind- und IMF-Bedingungen) insbesondere dort, wo Rückstreuechos in unmittelbarer Nähe zum Fußpunkt gemessen wurden (Cluster 3 im vorliegenden Fall). Die mäßigen Abweichungen in Richtung und Amplitude für die anderen beiden Satelliten verweisen darauf, dass an Stellen geringerer SuperDARN Messpunktdichte das statistische Modell zum Tragen kommt.

The comparison between in situ magnetospheric EDI drift measurements and observations of the SuperDARN radar network in the polar ionosphere (Fig. 2-4) is very useful for a better understanding of the magnetosphere-ionosphere-coupling processes. Here we present comparisons with simultaneous measurements of three satellites for a time interval with very large separation distances (about 20000 km). The comparison shows a good agreement for geomagnetically quiet conditions (i.e. non-variable solar wind and IMF conditions) and, in particular, for those locations of the foot points where nearby radar backscatter signals were recorded (Cluster 3 in this interval). The moderate deviations in drift direction and amplitude for the other two satellite' foot points are due to the low coverage of observational points in that polar cap region and the prevalence of a statistical model used for the extrapolation of the potential pattern.



Überqueren einer auroralen Beschleunigungsschicht / Crossing an auroral Acceleration Layer

Abb. 2-5: Antikorrelation der Ionen- und Elektronenenergieflüsse bei periodischen Durchquerungen einer auroralen Beschleunigungsschicht. Die Elektronen- und Ionenenergien oszillieren in Antiphase. In der Hochenergiephase der Ionen befindet sich der Satellit oberhalb, in der der Elektronen unterhalb der Schicht.

Fig. 2-5: Anticorrelation of ion and electron energy flux during a crossing of an auroral acceleration layer. The electron and ion energies oscillate in antiphase. In the high ion-energy phase the spacecraft is above during the high electron-energy phase the spacecraft is below the layer.

Abb. 2-6: Elektrische Energiespektren von Plasmawellen haben höchste Intensitäten im Zentrum der Schicht. Bei niedrigen Frequenzen zeigen sie Signaturen von Ionenschallwellen. Zu hohen Frequenzen hin fallen sie mit einem Potenzgesetz ab.

Fig. 2-6: Electric wave spectra with high spectral intensities in the acceleration layer show the power law decay towards high frequency and signatures of ion-acoustic areas.

Während Störungen der Erdmagnetosphäre wirkt das Polarlichtgebiet zwischen 1000-4000 km Höhe wie ein elektrostatischer Beschleuniger für geladene Teilchen entlang dem Magnetfeld. Elektronen und Ionen werden dabei in entgegengesetzte Richtungen beschleunigt. In aktiven Polarlichtern ist die Beschleunigung von Elektronen abwärts, von Ionen aufwärts, ein eindeutiges Indiz für die Anwesenheit von elektrischen Feldern parallel zum Magnetfeld.

The topside low-density auroral region between 1000-4000 km altitude during auroral and magnetospheric disturbances is a violent accelerator of electrons and ions. Measuring the spectral signatures of both particle components, one finds that electrons and ions are accelerated into opposite directions. In active aurorae electrons gain downward energy while ions are accelerated upward a strong indication for the presence of electric fields along the magnetic field.

Die Beschleunigung erfolgt in stationären horizontalen Schichten von 10-20 km vertikaler Dicke. Zu beiden Seiten sind die Elektronen- und Ionenenergieflüsse antikorreliert (Abb. 2-5). Wellenspektren ober-, inner- und unterhalb der Schicht (Abb. 2-6) zeigen erhöhte Turbulenzintensität in der Schicht an. Solche mikros-kopische Beschleuniger sind ein Paradigma für die gewaltige und prompte Beschleunigung von geladenen Teilchen in astrophysikalischen Objekten.

The acceleration takes place in nearly stationary, narrow horizontal layers extended in altitude about 10-20 km. Electron and ion fluxes on either side of the layers are strictly anti-correlated by the same amount in energy (Fig. 2-5). Wave spectra obtained above, inside and below the layer (Fig. 2-6) indicate high turbulence inside the layer. Such microscopic accelerators seem to be a paradigm for violent prompt acceleration in astrophysical objects.



Untersuchung der Elektrodynamik von Polarlichtbögen mit dem FAST Satelliten /
Auroral Arc Electrodynamics with FAST Satellite Data

Abb. 2-7: FAST Daten von 9. Februar, 1997. Projektion der Magnetfeldsstörung zu Ionosphäre (a), und elektrisches Potential entlang der Satellitenbahn (b). Die Grenze zwischen den abwärts und aufwärts Strömen, der Umkehrpunkt des elektrischen Feldes und der Polarlichtbogen sind angezeigt.

Fig. 2-7: FAST data from February 9, 1997. Perturbation magnetic field mapped to ionosphere (a), and electric potential along the satellite track (b). The boundary between the downward and upward currents, the turning point of the electric field, and the auroral arc are indicated.

Die Elektronen, die in die Atmosphäre eindringen und die Polarlichtbögen verursachen, sind Teil eines Stromkreises, der normalerweise wie ein "U" aussieht: der aufwärts Strom im Arm über dem Bogen wird in der Ionosphäre an der Unterseite des "U" und dann aus der Ionosphäre heraus im zweiten Arm fortgesetzt. Abb. 2-7 zeigt FAST Daten, die einem breiten und stabilen Winterabendbogen entsprechen. Dies ist ein untypischer Fall, in dem die abwärts und aufwärts Ströme in der Ionosphäre entkoppelt sind. Die Magnetfelddaten (oben) zeigen abwärts Strom (positive Steigung) südlich vom Bogen und aufwärts Strom (negative Steigung) über dem Bogen; gleichzeitig nimmt das elektrische Potential (unten) südlich vom Bogen mit der Breite ab und über dem Bogen zu. Dies zeigt eine Umkehr des elektrischen Feldes von nordwärts nach südwärts an. Weil der Umkehrpunkt sehr nah an der Grenze zwischen den abwärts und aufwärts gerichteten Strömen ist, wird der größte Teil des abwärts Stromes nach Osten umgeleitet, während der aufwärts Strom vom ionosphärischen, nach Westen gerichteten Strom, gespeist wird.



The electrons that strike the atmosphere and cause the auroral arcs are part of a current circuit which typically looks like an "U": the upward current in the arm above the arc is continued in the ionosphere at the bottom of the "U" and then out of the ionosphere in the second arm. Fig. 2-7 shows FAST data corresponding to a wide and stable winter evening arc, an atypical event where the downward and upward currents are decoupled in the ionosphere. The magnetic field data (top) shows downward current (positive slope) south of the arc and upward current (negative slope) above the arc; at the same time the electric potential (bottom) decreases with latitude south of the arc and increases above the arc, which implies a turn of the electric field from northward to southward. Because the turning point is very close to the boundary between the downward and upward currents, most of the downward current is diverted eastward, parallel to the arc, while the upward current is fed by the ionospheric westward current, that flows along the arc.

Rekonnexion / Reconnection

Rekonnexion, d.h. Verknüpfung von antiparallelem Magnetfeld in eine neue Konfiguration, ist ein wichtiger Prozess in der Magnetosphäre, in der Atmosphäre der Sonne, und in anderen astrophysikalischen Umgebungen. Dieser Prozess ist nur möglich, falls das Plasma nicht ideal elektrisch leitend ist. Im stoßfreien Plasma kann die Idealität durch kollektive Prozesse verletzt werden, dies führt zu einer sogenannten anomalen Resistivität. Andere Prozesse, die die Idealität in einem kleinen räumlichen Bereich auf der Skala der Elektronen-Inertiallänge verletzen, sind die Trägheit der Elektronen und die Asymmetrie des Elektronendrucktensors im Gebiet der Rekonnexionslinie. Diese Prozesse wurden mit Hilfe von sogenannten Teilchensimulationen untersucht. Hierbei wird das Plasma durch eine große Anzahl von Ionen und Elektronen dargestellt, deren Bahnen im elektrischen und magnetischen Feld selbst-konsistent verfolgt werden. Ausgehend von dünnen Stromschichten mit antiparallelem Feld, d.h. Stromschichten mit Dicken von der Größenordnung des Ionengyrationsradius, ergibt sich Folgendes: Am Rand der Stromschicht entsteht auf Grund des Dichtegradienten eine Untere Hybrid-Instabilität (Lower Hybrid Drift Instability - LHDI). Abb. 2-8 zeigt die Elektronendichte und das elektrische Feld in der Ebene senkrecht zum antiparallelen Magnetfeld zu drei verschiedenen Zeiten. Das induktive elektrische Feld der LHD Welle beschleunigt die Elektronen im Zentrum der Stromschicht in Stromrichtung (hier die z-Richtung), was gleichbedeutend mit einer erhöhten Stromstärke und einer Verdünnung der Stromschicht ist. Dies führt zu schnell einsetzender stoßfreier Rekonnexion. Abb. 2-9 zeigt von oben nach unten den Elektronenstrom, die Elektronendichte, und die Elektronengeschwindigkeit in einem Schnitt durch die Stromschicht. Die gestrichelten Kurven stellen die Anfangswerte dar; die durchgezogenen Linien sind die Profile kurz vor Einsetzen der Rekonnexion. Elektronenbeschleunigung durch die LHD Instabilität ist ein wichtiger Prozess für das schnelle Einsetzen von Rekonnexion in dünnen Stromschichten. Magnetic reconnection, i.e., the topological change of anti-parallel magnetic field into a newly connected re-configuration is an important process in the magnetosphere, in the solar corona, and in other astrophysical settings. This process is only possible if the plasma is non-ideal, i.e. there exists for instance a resistivity due to collisions or an anomalous resistivity due to collective processes in collisionless plasmas. Other processes, which violate the ideality on the electron scale in a collisionless plasma are electron inertia and non-diagonal terms of the electron pressure tensor near a reconnection (or X) line. Such collisionless reconnection has been investigated by so-called Particle-in-cell (PIC) simulations, where the orbits of individual electrons and ions are followed and the fields are determined self-consistently. In anti-parallel current sheets of a thickness of the ion gyroradius the lower hybrid drift (LHD) instability arises in the region of the largest density gradient at the edges of the current sheet. Fig. 2-8 shows the electron density and the electric field in the plane perpendicular to the anti-parallel magnetic field at three different times. The inductive field of the LHD wave accelerates the electrons in the current sheet center in the current (x) direction. This increase of the current density and the corresponding thinning of the curent sheet results in rapid onset of collisionless reconnection. Fig. 2-9 shows from top to bottom cuts of the electron current, of the electron density, and of the x-component of the electron velocity through the current sheet. Also shown are the initial values of the corresponding quantities by dashed lines. Electron acceleration due to the LHD instability is an important process for the rapid onset of collisionless reconnection.
Abb. 2-8: Elektronendichte (links) und elektrisches Feld (rechts) zu drei verschiedenen Zeiten.

Fig. 2-8: Electron density (left) and electric field (right) at three different times.

Abb. 2-9: von oben nach unten: Elektronenstrom, Elektronendichte und Elektronengeschwindigkeit durch die Stromschicht.

Fig. 2-9: from top to bottom: Electron current, electron density and electron velocity through the current sheet.



Simulation von quasi-senkrechten Stoßwellen / Simulation of Quasi-perpendicular shocks

An quasi-senkrechten Stoßwellen, bei denen das Magnetfeld fast senkrecht zur Normalenrichtung steht, wird ein Teil der Ionen des anströmenden Plasmas reflektiert, und es entsteht im Magnetfeld ein sogenannter Fuß. Verlangt man, dass kein elektrischer Strom in Normalenrichtung vorliegt, so müssen auf Grund der Reflektion der Ionen die Elektronen abgebremst werden. Die daraus resultierende Geschwindigkeitsdifferenz zwischen Ionen und Elektronen des anströmenden Mediums kann zu einer Zwei-Strom-Instabilität führen. Diese Instabilität wurde zunächst in der linearen Näherung für ein kaltes Plasma untersucht, und es zeigt sich, dass die Wachstumsrate so hoch ist, dass die Instabilität im Fuß der Stoßwellen wichtig wird. Es wurde dann der Einfluss der Landau-Dämpfung in einem warmen Plasma auf die Anwachsrate der Instabilität untersucht. Abb. 2-10 zeigt die Abhängigkeit der Anwachsrate (in Einheiten der
Ionengyrofrequenz) vom gewählten Massenverhältnis zwischen Ionen und Elektronen für zwei verschiedene Werte von tau (dem Quadrat der Elektronen-Plasma-Frequenz zur Gyrofrequenz). Es zeigt sich, dass die Anwachsrate mit dem Massenverhältnis stark ansteigt. Bei realistischem Massenverhältnis ist die Anwachszeit der Instabilität kleiner als die Gyrationszeit der Ionen im Fall einer Stoßwelle. Simulationen von stoßfreien Stoßwellen müssen deshalb mit dem realen Massenverhältnis durchgeführt werden, da sonst u.U. die Zwei-Strom-Instabilität künstlich unterdrückt wird.
Quasi-perpendicular shocks, i.e., shocks where the upstream magnetic field is almost perpendicular to the shock normal, specularly reflect part of the incident plasma. This leads to a so-called foot in the magnetic field profile. Requesting that there is no net electrical current flowing in the shock normal direction leads then to the result that the electrons are decelerated. The relative velocity difference between the incoming electrons and the incoming ions can lead to the so-called modified two-stream instability. This instability has been investigated for the parameter regime in the foot of the bow shock by solving the linear dispersion relation and it turns out that the instability has growth times of the order of the ion gyrotime so that it will be important in the foot region. Fig. 2-10 shows the mass dependence of the growth rate of the modified two-stream instability (in units of the ion gyrofrequency) for two different values of tau (square of the ratio of the electron plasma frequency to electron gyro frequency). As can be seen, the growth rate increases considerably with increasing mass ratio. In the past most PIC simulations of quasi-perpendicular shocks have been performed with artificially low ion to electron mass ratios of about 50 to 100. Shock simulations have to be performed with the realistic mass ratio since otherwise the modified two-stream instabiliy is artificially suppressed.



Abb. 2-10: Anwachsrate der Zwei-Strom Instabilität als Funktion des Ionen zu Elektronen Massenverhältnisses.

Fig. 2-10: Growth rate of the two-stream instability as a function of the ion to electron mass ratio.

Anwendung moderner Spektralanalyse auf die Plasmaturbulenz /
Application of Modern Spectral Analysis to Plasma Turbulence

Spektralanalyse (bezüglich Frequenz und Wellenzahl) kann sehr wertvolle Information über die Erzeugungsmechanismen der Plasmaturbulenz liefern. Traditionelle statistische Abschätzungen, zum Beispiel Periodogramme, sind aber durch Durchsickern von Spektralinformation in benachbarte Frequenzkanäle und durch große statistische Schwankungen erheblich eingeschränkt. Sie sind daher für gewöhnlich nicht brauchbar für eine verlässliche Bestimmung der Frequenzen und Amplituden von Spektrallinien, die zu Wellenmoden (Instabilitäten) gehören können. Auch eine Abtrennung dieser Linien vom Hintergrundrauschen ist dann kaum möglich.

Spectral analysis (in frequency and wave number space) can provide very valuable information about the generation mechanisms of plasma turbulence. Traditional estimates, such as periodograms, however, suffer from significant spectral leakage into neighbouring frequency bins and from large statistical fluctuations. They are thus usually inadequate for reliably determining frequencies and amplitudes of spectral lines, which may correspond to wave modes, and for separating them from the noise background.

Wir haben gezeigt, dass moderne Methoden der Spektralanalyse, welche hauptsächlich im Zusammenhang mit der Geophysik entwickelt wurden, aber auch schon Anwendungen auf andere Gebiete, z. B. die Neurologie, gefunden haben, erfolgreich erweitert und dann auf die Analyse von Plasmaturbulenz angewendet werden können. Die Maximum Entropy Methode (MEM) liefert scharfe Spektrallinien sogar für sehr kurze Signale und ist daher besonders geeignet, wenn die Beobachtungszeit eingeschränkt ist, zum Beispiel durch die Nichtstationärität während der anfänglichen Wachstumsphase von Instabilitäten. Wenn längere Beobachtungszeiten möglich sind, liefert die Multi Taper Methode (MTM) ausgezeichnete und sehr verlässliche Resultate. MTM erlaubt insbesondere die Bestimmung von Spektrallinien, die mit einem statistischen Test (F Test) für den Verlässlichkeitsgrad verbunden werden kann. MEM und MTM können auch kombiniert werden, derart dass MEM für ein "pre-whitening" des Spektrums benützt wird, was dann eine noch verlässlichere Analyse über ein im Amplitudenbereich stark reduziertes Zwischenspektrum ermöglicht. Wir haben diese Methoden auf Teilchensimulationen verschiedener Mikroinstabilitäten angewandt, bei welchen das elektrische Potential für einen relevanten Wellenzahlbereich abgespeichert und dann für die nachträgliche Analyse benützt wurde.

We have demonstrated that modern spectral analysis methods, which were mostly developed in the geophysics context, but with applications already in other fields, such as neurology, can be successfully extended and adopted for the analysis of plasma turbulence. The Maximum Entropy Method (MEM) yields sharp spectra, even for short signals, and thus is especially suitable when the sampling time is limited, e.g. by the dynamics of the system in the initial instability phase. When longer sampling times are possible, the Multiple Taper Method (MTM) yields excellent and very reliable results. MTM allows, in particular, the detection of spectral lines, accompanied by a statistical test (F test) for the confidence level. MEM and MTM can also be combined, such that MEM is used for "pre-whitening" of the spectrum and the remaining analysis can thus be carried out more reliably for an intermediate spectrum of reduced amplitude range. We have applied these methods to particle simulations of various micro instabilities in which the electric field potential is saved for relevant wave numbers and then used for post processing.

[Bouhram, Dum, Förster, Georgescu, Haaland, Klecker, Marghitu,
Paschmann, Puhl-Quinn, Scholer, Treumann, Vaith]



2.1.2   Sonne und Heliosphäre / Sun and Heliosphere

Die Feinstruktur solarer Radioemission / Solar Coronal Radio Emission Fine Structure

Die spektrale Feinstruktur von solaren Radioemissi-onen enthält Information über die Dynamik des Plasmas in solaren aktiven Regionen. Unter diesen Emissionen sind die im Gefolge von Solaren Flares auftretenden von besonderem diagnostischem Wert. Magnetische Flussröhren enthalten große Mengen von heißen eingefangenen Elektronen, die elektromagnetische Wellen und Strahlung anregen, unter anderem Z-Moden unterhalb doch dicht an der oberen Hybrid-frequenz. Diese können die Korona der Sonne nicht verlassen. An denjenigen Stellen jedoch, wo die obere Hybridfrequenz mit einer Harmonischen der Elektro-nenzyklotronfrequenz zusammenfällt, werden diese Wellen sehr intensiv und können in lokalen Dichte-fluktuationen eingefangen und in Strahlung umgewandelt werden. Der Einfang spaltet das Wellenspektrum in Pseudoharmonische und erzeugt eine schmabandige Strahlung, wo die Linien wie eine Ballettgruppe im Spektrum gemeinsam variieren. Solare Typ IV Radioemissionen (Abb. 2-11) zeigen dieses Verhalten. Ihre Spektren sind als "Zebras" bekannt. Da Z-Moden in der gesamten Flussröhre erzeugt werden, deuten Zebras auf die Existenz von Schichten mit Dichtefluktuationen hin. Die neue Theorie erklärt die Existenz von Zebras als lokale Emissionen (Abb. 2-12), deren Zentralfrequenz in der Nähe der lokalen Elektronenzyklotronfrequenz liegt. Die Anzahl der Harmonischen gibt die mittlere Amplitude der Dichtefluktuationen an. Diese bewegt sich im Prozentbereich. The spectral fine structure of solar radio bursts contains information about the dynamics of the plasma in solar active regions. Among these fine structures those in the aftermath of solar flares are of particular interest. Magnetic loops contain large amounts of hot-trapped particles which may excite electromagnetic waves and radiation, among them z-mode waves below and close to the upper-hybrid frequency which cannot escape from the solar corona. However, at places where the upper hybrid frequency equals a low harmonic of the electron cyclotron frequency, these waves are particularly intense and may become trapped in local density enhancements. Trapping implies that the wave spectrum splits into pseudo-harmonics giving rise to a structured narrow-band line spectrum which varies in tandem as shown in Fig. 2-11 in the solar type IV radio spectrum and known under the name of "zebra emissions". The radiation is generated when these intense trapped waves couple and transform into escaping radiation. Since z-mode waves are generated all over the loop the appearance of zebras indicates the existence of layers of structured density fluctuations. The new theory explains quite well the existence of zebras as a local emission (Fig. 2-12) of which the central frequency is near the local electron cyclotron frequency. The number of observed harmonics determines the average amplitude of the density fluctuations, which are at the percent level.

Abb. 2-11: Beispiel einer Zebra-Emission in einem solaren Typ IV Radioburst. Links: das beobachtete Spektrum. Rechts: Intensität der Emissionslinien als Funktion der Frequenz.

Fig. 2-11: An example of zebra emissions in a solar type IV radio burst. Left: the observed spectrum. Right: the intensity of the emission lines as function of frequency.

Abb. 2-12: Schematische Darstellung zweier Regionen mit Zebraemissionen in einer solaren aktiven Flussröhre im Typ IV mit der Lage von metrischen und dezimetrischen Zebraquellen.

Fig. 2-12: A schematic of two regions of zebra emission in a type IV active solar loop showing regions of decimetric and metric zebra sources.

The Ionic Charge Composition in Impulsive Solar Energetic Particle Events

Solare energetische Teilchenereignisse werden gewöhnlich in 2 Klassen eingeteilt, die als "Impulsive" und "Graduelle" Ereignisse bezeichnet werden. Graduelle Ereignisse sind mit koronalen Massenauswürfen (CMEs) korreliert, während Impulsive Ereignisse mit solaren Flares korreliert sind. Unsere ersten Ladungsmessungen mit ISEE-3 vor nunmehr 20 Jahren zeigten bereits, dass einer der charakteristischen Unterschiede dieser beiden Typen von Ereignissen die mittleren Ionenladungen sind. Während in graduellen Ereignissen die mittlere Ladung von Ionen im Bereich O - Fe mit der des solaren Windes übereinstimmt (z.B. ~10 für Fe), ist die Ladung energetischer Ionen im Energiebereich ~0.5-1.0 MeV/Nukleon signifikant höher (z.B. ~20 für Fe). Solar energetic particle (SEP) events are thought to have two basic classes, usually referred to as "impulsive" and "gradual". Gradual events are related to CMEs (Coronal Mass Ejections) and interplanetary shocks, whereas impulsive events are related to flares. Our first direct charge state measurements for SEPs with ISEE-3 about 20 years ago showed that one of the characteristic differences between these 2 types of events are the ionic charge states of heavy ions. Whereas in gradual events the mean ionic charge of elements in the range O - Fe is mostly compatible with solar wind (sw) charge states, the heavy ion charge states in impulsive events at ~0.5-1.0 MeV/nuc had been found to be significantly larger (e.g. ~20 for Fe).
Abb. 2-13: Mittlere Ionenladung von Fe als Funktion für 2 verschiedene Typen von Ereignissen: in dem impulsiven Ereignis vom 28.-29. September 2000 wird jein starker Anstieg der mittleren Ladung mit Energie (delta-Q ~ 5) beobachtet. Dies kann durch zusätzliche Ionisierung während der Beschleunigung in der unteren Korona erklärt werden. Die mittlere Fe Ladung im graduellen Ereignis vom 26. Juni 1999 ist dagegen ähnlich der Fe Ladung im solaren Wind und zeigt keinen Anstieg mit Energie, konsistent mit einer Beschleunigung im interplanetaren Raum.

Fig. 2-13: Mean ionic charge of Fe as a function of energy for 2 different types of events: In the impulsive event of September 28-29, 2000, a large increase of the mean ionic charge with energy (delta-Q ~ 5) is observed. This can be attributed to additional charge stripping low in the corona. The Gradual event of June 26, 1999 is shown for comparison: The mean ionic charge of Fe is independent of energy and similar to SW Fe charge states, consistent with acceleration in interplanetary space.

Durch die Kombination der Messungen unserer Experimente auf SOHO und ACE sind wir nun in der Lage, den Energiebereich zu niedrigeren Energien von ~0.01-0.55 MeV/Nukleon auszudehnen. Abb. 2-13 zeigt zwei typische Fälle: während im Graduellen Ereignis eine mittlere Ladung von Fe ~10 beobachtet wird, unabhängig von der Energie, zeigt das Impulsive Ereignis einen starken Anstieg der mittleren Ionenladung von Fe (delta-Q ~5). Dieser starke Anstieg der Ionenladung bei Energien >0.1 MeV/Nukleon ist konsistent mit Modellen zur Beschleunigung der Ionen im Flare-Gebiet nahe an der Sonne, in dem die Dichte hoch genug ist, um eine zusätzliche Ionisierung zu verursachen. Eine genaue Bestimmung der Ionenladung bei niedrigen Energien (<0.1 MeV/Nukleon) ermöglicht uns daher, die Plasmaparameter in der Beschleunigungsregion (Dichte, Temperatur) zu ermitteln. Combining measurements of the experiments STOF onboard SOHO and SEPICA onboard ACE we are now able to extend the energy range to ~0.01-0.55 MeV/nuc. Fig. 2-13 shows the mean ionic charge of Fe for an impulsive event and for a gradual event. Whereas the gradual event exhibits a mean ionic charge of Fe of ~10, independent of energy, the impulsive event shows a large increase with energy (delta-Q ~5). This substantial increase at energies >0.1 MeV/nuc is consistent with the prediction of models that combine acceleration in a high-density plasma environment with stripping during the acceleration. Thus, a combination of the ionic charge measurements in this low-energy range with model calculations can be used to infer the plasma conditions at the acceleration site.
[KLECKER, TREUMANN]



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

Röntgenstrahlung vom Saturn / X-rays from Saturn

Abb. 2-14: Das erste Röntgenbild von Saturn, aufgenommen am 14.-15. April 2003 mit Chandra. Die Information über die Energie der Röntgenphotonen wurde in Farben umgesetzt. Zur besseren Orientierung ist die Position von Saturn und seiner Ringe während der Beobachtung eingezeichnet. Die Röntgenphotonen kommen fast ausschließlich von der uns zugewandten Südhalbkugel des Planeten. Dort, wo die Ringe vor dem Planeten liegen, wurden keine Röntgenphotonen registriert. Dies ist ein Hinweis darauf, dass die Saturnringe zum einen Röntgenstrahlung effektiv absorbieren und zum anderen nur sehr wenig solare Röntgenstrahlung zurückstreuen.

Fig. 2-14: The first X-ray image of Saturn, obtained on April 14-15, 2003, with Chandra. The information about the energy of the X-ray photons was transformed into colours. A drawing of Saturn and its rings at the time of the observation was oberlaid for clarity. The X-ray photons come almost exclusively from the southern hemisphere, which is tilted towards us. No X-ray photons were detected from the regions which are covered by the rings. This is an indication that the rings of Saturn are optically thick to X-rays and have a low X-ray albedo.

In diesem Jahr ist zum ersten Mal der eindeutige Nachweis gelungen, dass Saturn eine, wenn auch sehr schwache, Röntgenquelle ist. Während der rund 18-stündigen Beobachtung registrierte der ACIS-S Detektor auf Chandra 106 Photonen von Saturn, also im Mittel nur eines alle 10 Minuten (Abb. 2-14). This year X-rays from Saturn were unambiguously detected for the first time. Saturn was revealed to be a very faint X-ray source: during 18 hours of observing time, Chandra ACIS-S detected 106 photons from Saturn. This corresponds to an average of only one photon every 10 minutes (Fig. 2-14).
Trotz der geringen Photonenzahl ist es nicht leicht, ein einfaches spektrales Modell zu finden, das die gemessene Energieverteilung beschreibt. Das einzige passende Einkomponentenmodell, ein 0.18 keV Schwarzkörperspektrum, ist physikalisch nicht plausibel. Ein akzeptabler und physikalisch motivierter Fit gelingt mit einem 0.39 keV thermischen Spektrum, dem eine Sauerstoff-Fluoreszenzlinie überlagert ist. Ein Viertel der im Energiebereich 0.3-2.0 keV abgestrahlten
Energie kommt von der Sauerstofflinie, was für solare Röntgenstrahlung spricht, die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre gestreut wird. Bei der Streuung handelt es sich um eine Überlagerung von elastischer Streuung, vor allem an Wasserstoff, und Fluoreszenzstreuung, vorwiegend an Sauerstoff. Die Intensität der Sauerstoff-Fluoreszenzlinie ist mit der beim Mars beobachteten vergleichbar, wenn man die unterschiedliche Größe beider Planeten und ihren unterschiedlichen Abstand von der Sonne und Erde berücksichtigt.
Despite the low number of photons, it is not an easy task to find a simple spectral model which reproduces the measured energy distribution. The only acceptable single component model, a 0.18 keV blackbody, is physically not plausible. A 0.39 keV thermal spectrum, with an oxygen fluorescence emission line superimposed, however, provides an acceptable and physically motivated fit. The oxygen line accounts for one quarter of the energy emitted in the 0.3 - 2.0 keV band. This suggests that the X-rays from Saturn are due to solar X-rays, scattered in its upper atmosphere, by a superposition of elastic scattering, mainly on hydrogen, and fluorescent scattering, mainly on oxygen. The intensity of the oxygen fluorescence line is comparable to that observed from Mars, if the different size of both planets and their different distance from Sun and Earth are taken into account.
Die von Saturn ausgesandte Röntgenstrahlung ist jedoch stärker als man aufgrund von Streuung solarer Röntgenstrahlung erwarten würde. Dies spricht für die Existenz eines zusätzlichen Emissionsmechanismus. Die Röntgenstrahlung von Saturn weist Gemeinsamkeiten mit der äquatornahen Röntgenstrahlung von Jupiter auf. Bei Jupiter ist jedoch in der Nähe der magnetischen Pole die Röntgenintensität deutlich erhöht, während sie bei Saturn zum Südpol hin abnimmt. The X-ray intensity of Saturn, however, exceeds the intensity which is expected for scattering of solar X-rays, suggesting the presence of an additional emission mechanism. There are similarities between the X-ray emission of Saturn and the equatorial X-ray emission of Jupiter. However, while the X-ray intensity of Jupiter increases towards the magnetic poles, it decreases towards Saturn's south pole.
Mit dieser Beobachtung konnte jetzt von allen Planeten von Venus bis Saturn Röntgenstrahlung erfolgreich nachgewiesen werden, wobei das MPE an mehr als der Hälfte der Erstentdeckungen beteiligt war. With this observation, all planets from Venus to Saturn have now been revealed to be X-ray sources, with MPE being involved in more than half of the original discoveries.



Beobachtungen von Neptun mit VLT / Observations of Neptune with VLT

Beobachtungen der Neptunatmosphäre mit dem ISAAC Instrument der ESO am VLT UT1 (ANTU) zeigten einen signifikanten Anstieg des reflektierten Sonnenlichts im Wellenlängenbereich des L-Bandes (3.5-4.1 Mikron) im Vergleich zu Messungen aus dem Jahr 1997. Der räumlich aufgelöste Fluss kommt aus einer gürtelähnlichen Region in der Südhemisphäre. Das Licht wird bei einem Atmosphärendruck von ca. 100 mbar durch verschiedene Wolkenlagen reflektiert. In der Neptunatmosphäre entspricht dies dem Druck- und Temperaturniveau bei dem CH4 kondensiert. Durch die UV Strahlung der Sonne finden in höheren Atmosphärenlagen Photolysereaktionen statt, welche CH4 in andere Kohlenwasserstoffe umwandeln und eine Quelle für stratosphärischen Dunst darstellen. Neptun befindet sich in seinem 165 Jahre dauernden Umlauf um die Sonne kurz vor der Südsonnenwende, die zum ersten Mal mit moderner Instrumentierung und geeigneter räumlicher Auflösung beobachtet werden kann. Der erhöhte Fluss wird direkt mit der angestiegenen Sonneneinstrahlung in Zusammenhang gebracht, jedoch fehlt bis heute ein schlüssiges Modell für dieses Phänomen. Observations of the atmosphere of Neptune with ESO's ISAAC instrument on VLT UT1 (ANTU) revealed a significant increase of the reflected sunlight in the wavelength range of the L-band (3.5-4.1 micron) as compared to measurements in 1997. The excellent spatial resolution of the measurements showed, that the major contribution of the flux originates from a belt like region in the southern hemisphere. A similar belt was seen also in the north, however a lot fainter. According to the modelling of the spectra, the light must have been reflected by different cloud layers. The major part of the reflection occurs at atmospheric pressures of about 100 mbar. In Neptune's atmosphere this corresponds to the pressure and temperature level at which CH4 condenses. Solar UV radiation causes photolytical processes in the upper atmospheric layers, which can convert CH4 into other hydrocarbons and forms a source of stratospheric hazes. A contribution of the reflections at the corresponding pressure level confirmed this hypothesis in comparison of the model with the data. Within the 165-year orbit around the sun, Neptune is close before its southern summer solstice, which can be observed for the first time with modern instruments and adequate spatial resolution. The elevated flux is thought to be directly related to the increased solar radiation, however a conclusive model for this phenomenon is still not available.
[DENNERL, FEUCHTGRUBER, MÜLLER]

MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003


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