Space Weather - Institut für Physik

Space Weather
Thomas Penz
Institut für Weltraumforschung, Österreichische
Akademie der Wissenschaften
Institut für Physik, Fachbereich für Theoretische Physik,
Universität Graz
Auswirkung von Phänomenen auf der Sonne und im
interplanetaren Raum auf die Erdmagnetosphäre und –
ionosphäre sowie die Erdoberfläche.
Komponenten des Space Weathers
Die Sonne
Die Magnetosphäre
Die Erde
Derinterplanetare
Der
Raum
Die Sonne
Größe/Radius: 700.000 km (109 Re)
Rotationdauer am Äquator: 25 Erdentage
Rotationdauer am Pol: 30 Erdentage
Mittlere Oberflächentemperatur: 5500°C
Kerntemperatur: 15 x 106°C
Zusammensetzung: 70% H, 28% He
Aufbau der Sonne
Die Photosphäre
Stellt die sichtbare Sonnenoberfläche dar und hat eine Dicke von
ungefähr 100 km.
Man kann zahlreiche bemerkenswerte Phänomene beobachten:
¾ Sonnenflecken
¾ Granulation
¾ Supergranulation
Die Chromosphäre
Ist eine irreguläre Schicht in der die Temperatur von 6000 K auf
über 20.000 K zunimmt. Bei dieser Temperatur emittiert
Wasserstoff Licht im rötlichen Bereich des Spektrums.
Die Chromosphäre ist eine sehr aktive Region, die mit Solar Flares
im Zusammenhang steht.
Die Übergangsregion
Die Übergangszone trennt die heiße Korona von der viel kühleren
Chromosphäre. Die Temperatur ändert sich abrupt von ca. 1
Million K auf 20.000 K.
Die Emissionen bei diesen Temperaturen stammen von C-, S-, Ooder Si-Ionen, die im UV-Bereich emittieren.
Die Korona
Sie stellt die äußere Atmosphäre der Sonne dar, in der
Temperaturen von mehr als 1 Million K herrschen.
Hier sind Phänomene wie z. B. Helmet streamer oder koronale
Löcher angesiedelt.
Der Sonnenwind
Der Sonnenwind strömt in alle Richtungen von der Sonne ab, da
die thermische Energie dieser Teilchen viel größer ist als die
Gravitationanziehung der Sonne.
Durch den Sonnenwind verliert die Sonne ca. 109 kg/s. Durch
Fusion verliert sie ungefähr das Fünffache an Masse.
Sonnenwindparameter
Im Bereich des Erdorbits weist der Sonnenwind in etwa folgende
charakterisitische Werte auf:
• Teilchendichte: 3 – 10 cm-3
• Strömungsgeschwindigkeit: 250 – 800 km/s
• Zusammensetzung: 96% H+, 4% He2+, e• Protonentemperatur: 4 x 104 K
• Elektronentemperatur: 1.5 x 105 K
• Magnetfeldstärke: 4 nT
Sonnenwindtypen
¾ Schneller Sonnenwind: 400 – 800 km/s, 3 cm-3, stabil,
Quellgebiet sind koronale Löcher
¾ Langsamer Sonnenwind vom Minimumtyp: 250 – 400 km/s, 10
cm-3, variabel, <2% He2+, Quellgebiet: Helmet Streamer
¾ Langsamer Sonnenwind vom Maximumtyp: 250 – 400 km/s, 10
cm-3, variabel und turbulent, 4% He2+
¾ Coronal Mass Ejections (CMEs): 400 – 2000 km/s, 30% He2+
Coronal Mass Ejections
Sind gewaltige Mengen
an Plasma, das in das
interplanetare Medium
ausgestossen wird.
Stehen oft mit Solar
Flares in Zusammenhang.
Ihr Auftreten ist mit dem
Sonnenfleckenzyklus
korreliert.
Komponenten des Space Weathers
Die Sonne
Die Magnetosphäre
Die Erde
Derinterplanetare
Der
Raum
Das interplanetare Medium
Die Teilchenzahl in unserem Sonnensystem nimmt nach außen hin
mit 1/r2 ab.
Merkur
0.3 AU
110 cm-3
Erde
1 AU
10 cm-3
Jupiter
5 AU
0.4 cm-3
Saturn
10 AU
0.1 cm-3
Pluto
40 AU
0.006 cm-3
Am Erdorbit entspricht dies einer Dichte von 10-23 g/cm3, während
technisches Hochvakuum ungefähr 10-18 g/cm3 entspricht.
Das interplanetare Magnetfeld
Die Rotationsachse der Sonne hat eine Inklination von 7.3°,
weshalb das Magnetfeld der Sonne im interplanetaren Raum
aufgrund der Magnetfeldstruktur der Helmet Streamer das
sogenannte „Kleid der Ballerina“ ausbildet.
tan φ =
ωr
vSW
Am Erdorbit beträgt dieser Winkel
ungefähr 44°, bei Saturn sind es
bereits 84°.
Wechselwirkung mit Planeten
Die Erdmagnetosphäre
Der Bow Shock
Der Bow Shock entsteht durch die Wechselwirkung des planetaren
Magnetfeldes, welches ein Hindernis darstellt, mit der
supersonischen Sonnenwindströmung.
cp p
vS =
cv ρ
Die Strömungsgeschwindigkeit des Sonnenwindes ist ungefähr 10
mal so groß wie die Schallgeschwindigkeit, d. h. die Machzahl der
Sonnenwindströmung ist 10 und es bildet sich eine Bugstoßwelle,
der Bow Shock.
Der Magnetosheath
Der Magnetosheath stellt die Region zwischen dem Bow Shock
und der Magnetopause dar.
Die Magnetopause
Sie stellt die Grenze zwischen dem Sonnenwind und der
Magnetosphäre dar.
Das Sonnenwindplasma kann unter idealen Bedingungen nicht in
die Magnetosphäre eindringen, da die Sonnenwindteilchen durch
das Erdmagnetfeld abgelenkt werden, weshalb das sogenannte
Chapman-Ferraro-Stromsystem an der Magnetopause entsteht.
mv
rL =
eB
Definition der Magnetopause
1. Bedingung: Es gibt keine Normalkomponente des Magnetfeldes
über die Magnetopause.
Bn = 0
2. Bedingung: Die Magnetopause entsteht durch ein
Druckgleichgewicht zwischen dem thermischen und dem
magnetischem Druck des Sonnenwindes, des planetaren
Magnetfelddruckes, des thermischen Druckes der planetaren
Atmosphäre und des Druckes des induzierten Magnetfeldes durch
die Magnetopausenströme.
pSW
⎛ µ f M
1
2
(B P + B MC ) ⇒ RS = ⎜⎜
=
2 µ0
⎝ 8π ρ v
2
2
0 0
2
2
SW SW
1/ 6
⎞
⎟⎟
⎠
Der Magnetschweif
Der Magnetschweif (Magnetotail) wird durch die viskose Wechselwirkung mit dem Sonnenwind und den Stromsystemen im Schweif
aufrecht erhalten. Er reicht bis ungefähr 3000 Erdradien hinter
den Erdorbit.
Die Magnetosphäre
Magnetfeldverschmelzung
Magnetfeldverschmelzung (Magnetic Reconnection)
beschreibt die topologische Umstrukturierung eines
magnetischen Feldes, hervorgerufen durch die Änderung der
Leitfähigkeit in einem bestimmten Bereich.
Magnetfeldverschmelzung
Durch den Prozess der Magnetfeldverschmelzung kommt es
zum Entstehen von Schockstrukturen und Flußröhren, die sich
vom Rekonnexionsgebiet entfernen.
Die offene Magnetosphäre
Bei südwärts gerichtetem interplanetarem Magnetfeld kann
es zu Magnetfeldverschmelzung an der Magnetopause
kommen, wodurch eine Verbindung zwischen Sonnenwind
und Erdmagnetosphäre entsteht.
Die offene Magnetosphäre
Die Plasmaschicht
Der Ringstrom
Entsteht durch geladene
Teilchen die entlang der
Erdmagnetfeldlinien
„gefangen“ sind.
Der magnetische Sturm
Sudden Storm Commencement
Initialphase
Hauptphase
Erholungsphase
Die Aurora
Auswirkungen auf Satelliten
Solar Proton Events
Durch den Ausbruch einer Solar Flare werden auch
hochenergetische Protonen in den interplanetaren Raum
geschleudert.
Elektrische Aufladung
3 Auswirkungen:
2
Möglichkeiten:
•• Oberflächenladung:
Bewegung eines Objekts
durch ein Medium
aus
niederenergetische
Elektronen
lagern
geladenen
Teilchen
sich an verschiedenen
Teilen des Satelliten an, wodurch es
zu
unterschiedlichen
Potentialen
und somitTeilchen
zu Spannungen
• direktes
Bombardement
durch geladene
kommt, die Instrumente beschädigen können
• durch die Sonnenstrahlung direkt (Photoelektrischer
•Effekt)
„Tiefe Ladung“: hochenergetische Teilchen können die
Abschirmung des Satelliten durchdringen und elektronische
Bauteile beschädigen oder zerstören
Es kommt zu Phantombefehlen, Veränderung von
gespeicherten Daten, Fehlfunktionen und zu einer
Verringerung der Lebenszeit von Bauteilen.
Reibung mit der Atmosphäre
Durch geomagnetische Aktivität und durch verstärkte UVStrahlung von der Sonne (hohe Aktivität) kommt es zu einer
Erwärmung und deshalb zu einer Expansion der Atmosphäre.
Auswirkungen auf Sonnensegel
Das Halbleitermaterial in Sonnensegeln reagiert sehr
empfindlich auf Beschädigung durch solare Protonen.
Durch einen einzigen Event reduziert sich die Lebenszeit der
Sonnensegel eines GOES-Satelliten um 6 Jahre.
Auswirkungen auf Kommunikationssysteme
Die Ionosphäre
Aufgrund der solaren UV-Strahlung ist ein Teil (0.1% oder
weniger) der oberen Atmosphäre zwischen 70 – 1500 km ionisiert.
h − h0
⎡1
−z ⎤
N e ( χ , h ) = N 0exp ⎢ (1 − z − secχ e )⎥, z =
H
⎣2
⎦
Radiowellenausbreitung
Die Ausbreitung von Radiowellen in einem ionisiertem Medium
wird durch die Appleton-Hartree Gleichung beschrieben:
n = 1−
X
2
1/ 2
⎡Y
Y
2
2⎤
(1 − X − iZ ) ± ⎢ (1 − X − iZ ) + YL ⎥
1 − iZ −
2
⎣4
⎦
2
T
4
T
Im einfachsten Fall kann man Stöße (Z=0) und das Magnetfeld
(Y=0) vernachlässigen:
2
Ne
n = 1− X = 1−
ε 0 mω 2
2
HF-Kommunikation
Die F-Schicht der Ionosphäre ist am wichtigsten für die HFKommunikation.
Die EUV-Strahlung der Sonne, die für die F-Schicht verantwortlich
ist, ändert sich mit dem Sonnenfleckenzyklus.
Während des Sonnenfleckenminimums ist die EUV-Strahlung
gering und deshalb werden nur niedrige Frequenzen reflektiert.
Neben dem Sonnenfleckenzyklus sind auch Jahres-und Tageszeit
und auch die geographische Breite wichtig, deshalb werden die
besten Frequenzen mit Computer-Programmen
bestimmt.
⎤
1 ⎡ n+5
R12 =
⎢ ∑ ( R k ) + 0 .5 ( R n + 6 + R n − 6 ) ⎥
R=k(10g+s)
12
⎣ n −5
⎦
HF-Fadeouts
Solar Flares können zu erhöhter Röntgenstrahlung von der Sonne
führen, die vermehrte Ionisation in der D-Schicht der Ionosphäre
bewirkt.
HF-Signale werden bereits in der D-Schicht absorbiert. Dieser
Effekt wird als Sudden Ionospheric Disturbance (SID) bezeichnet.
Interferenzen
Solar Radio Bursts können auf der Tagseite mit VHF-Signalen
interferieren, besonders während der Equinokzien (März und
September).
Kommunikation mit Satelliten
Da die Ionosphäre kein homogenes Medium ist, gibt es eine
irreguläre Verteilung der Ionisation.
Szintillationen sind schnelle, kleinräumige Änderungen in der
Elektronendichte, die Einfluß auf die Signalausbreitung haben. Sie
entstehen hauptsächlich in Äquatornähe oder im Aurorabreich.
Kommunikation mit Satelliten
Die Fluktuationen der Intensität werden mit dem Szintillationsindex S4 charakterisiert:
⎛ I2 − I
⎜
S4 = ⎜
2
⎜
I
⎝
2
⎞
⎟
⎟⎟
⎠
1
2
Wenn der S4-Index > 0.7 ist, kommt es zu Störungen in der
Kommunikation.
Kommunikation mit Satelliten
Das Integral der Elektronendichte entlang des Pfades durch die
Ionosphäre heißt Total Electron Content (TEC). Auch Änderungen
im TEC haben Auswirkungen auf die Signalausbreitung.
1 TEC = 10 16 el / m2
Einfluß auf technische Infrastruktur auf der Erde
Stromleitungen: Beschädigungen von Transformatoren,
Stromabschaltungen, Quebec 1989 9 h ohne Strom
Pipelines: Schutz gegen Korrosion durch negatives Potential,
durch induziertes elektrisches Feld kann Schutz aufgehoben
werden
Telekommunikationskabel: anormale Ströme in Telefonleitungen,
1989 Störung einer Transatlantikleitung
Geophysikalische Inspektionen: Suche nach Lagerstätten mit
Magnetometern an Bord von Schiffen und Flugzeugen,
Behinderung durch magnetische Felder
Auswirkung auf Astronauten
Erhöhtes Level an ionisierten Teilchen und Röntgenstrahlung.
Zeitraum
Blutbildende
Organe
30 Tage
250
Jährlich
500
Lebenslang 2000+75x
(Alter-30)
Augen
Haut
1000
2000
4000
1500
3000
6000
Auswirkung auf Zellkulturen
Durch die Wechselwirkung von solaren Protonen mit der Luft
entstehen Pionen, Muonen und ähnliche Teilchen, die
organischer Materie an der Erdoberfläche beeinflussen.
Auswirkung auf die Ozonschicht
Solare Protonen können mit N2 und O2 in der Luft reagieren,
was zum Entstehen von NO und OH führt.
Diese Reaktionen führen zu einer Verringerung des Ozongehalts
in der Atmosphäre.
Des weiteren wurde eine Erhöhung der Aerosolkonzentration in
der Atmosphäre festgestellt.
Space Climate
Beschreibt die langfristigen Veränderungen des
Ökosystems Erde durch extraterrestrische
Einflüsse.
Änderungen der Solarkonstante
Viele Sonnenflecken: 1367 W/m2
Wenig Sonnenflecken: 1365 W/m2
0.1% Änderung
Kurzfristige Änderungen
(Tage und Wochen)
0.1% Änderung
Langfristige Änderungen
(Jahrzehnte u. -hunderte)
0.2 – 0.6% Änderung
Das Maunder-Minimum
Milankovitch-Zyklen
Galaktische kosmische Strahlung
Schlußfolgerungen
Space Weather: Beeinflußt technische Geräte im
Weltraum am stärksten. Hat aber auch
geringfügige Auswirkungen auf andere Prozesse
im System Erde.
Space Climate: Hat große Auswirkungen auf
langfristige Prozesse vor allem im Klimasystem
der Erde, was Folgen für alle anderen
Komponenten des Systems bewirkt.