Sonnenwind, Heliosphäre und Ausbreitung der kosmischen Strahlung

Bevor die kosmische Strahlung die Erde erreicht, reisen die kosmischen Strahlungsteilchen auf komplexen Bahnen durch den interstellaren und interplanetaren Raum.
Die Zahl der pro Sekunde auf die Erde einfallenden kosmischen Strahlungsteilchen (das heisst ihr Fluss) und andere Eigenschaften werden durch die Magnetfelder beeinflusst, durch die sich die Teilchen fortbewegen. Die veränderlichen Magnetfelder der Sonne, die durch den Sonnenwind in den interplanetaren Raum gezogen werden, wo sie die Bahnen der kosmischen Strahlungsteilchen bei ihrer Fortbewegung durch die Heliosphäre stören, führen dadurch zu Variationen der Intensität der kosmischen Strahlung in Erdnähe im Bereich von Stunden bis Jahrtausenden.

Die Sonnenkorona und die Heliosphäre

Von Fotografien während einer Sonnenfinsternis (und von Beobachtungen der Korona mit einem Koronagraphen, z.B. mit dem LASCO Experiment auf der Raumsonde SoHO, ESA/NASA) wissen wir, dass die Sonne grösser ist als die sichtbare Kugel, die sogenannte Photosphäre. Die Sonnenkorona ist ein magnetisiertes Gas mit einer mittleren Temperatur von etwa 1-2 Millionen Grad Kelvin. Das Gas ist fast vollständig ionisiert und setzt sich aus elektrisch geladenen Teilchen zusammen. Ein solches Gas wird Plasma genannt. Physikalische Abschätzungen zeigen, dass die Gravitation alleine das Plasma nicht an der Sonne festhalten kann. In den 1950er Jahren wurde aufgrund von Beobachtungen und physikalischen Betrachtungen geschlossen, dass sich dieses Palsma von der Sonne weg expandieren muss und so das ganze Sonnensystem durchflutet.

Der Sonnenwind ist das heisse Plasma, das sich in alle Richtungen von der Sonnenkorona weg mit Geschwindigkeiten im Bereich von etwas unter 300 km/s bis zu über 1000 km/s (während solaren Ereignissen) ausbreitet. Es kann zwischen zwei Regimen des regulären Sonnenwindes unterschieden werden: dem schnellen Sonnenwind, der an den koronalen Löchern mit Geschwindigkeiten von bis zu 800 km/s austritt, und dem langsamen Sonnenwind, der aus andern Regionen in der Korona stammt (vorallem die grossen Strukturen, den sogenannten koronalen Streamern, bekannt von Aufnahmen während einer Sonnenfinsternis). Der langsame Sonnenwind weist Geschwindigkeiten bis zu bis zu 400 km/s auf. Wie die Sonnenkorona besteht auch der Sonnenwind namentlich aus geladenen Teilchen: Protonen, Elektronen, und einen kleinem Anteil (5%) an ionisiertem Helium sowie einigen Ionen von schwereren Elementen. Die schematisch Darstellung zeigt einige Merkmale der Korona wie sie auf Aufnahmen mit einem Koronagraphen oder während einer Sonnenfinsternis gemacht werden können: grossräumige Streamer, welche zum langsamen Sonnenwind beitragen und koronale Löcher, von welchen der schnelle Sonnenwind ausströmt. Die Korona ist auch ein dynamisches Medium in kleineren Skalen, mit Plasmajets, Schocks und Magnetfeldstörungen, sogenannten Alfvén Wellen. Diese Strukturen und Störungen formen das interplanetare Medium und tragen zu ihrer Dynamik bei.

Der Sonnenwind trägt das Magnetfeld der Sonne in den interplanetaren Raum. Während in der unmittelbaren Nähe der Sonne das Magnetfeld stark genug ist, um das Plasma zurückzuhalten und die Korona zu formen, dominiert das heisse Plasma ab einer gewissen Höhe oberhalb der Sonnenoberfläche das Magnetfeld der Sonne, und die Magnetfeldlinien werden von der Sonne weggezogen. Die schematische Darstellung rechts, die einer SoHO Aufnahme der Korona aus dem Jahre 1996 überlagert ist, zeigt die Magnetfeldlinien, welche ab einer gewissen Distanz von der Sonne beginnen und welche sich längs dem Fluss des Sonnenwindes ausrichten. Die äquatoriale Ebene liegt zwischen zwei Regionen, wo die Magnetfeldlinien entgegengesetzte Orientierungen aufweisen. Dieser plötzliche Wechsel in der Richtung des Magnetfeldes induziert einen elektrischen Strom. Die schmale Schicht zwischen den entgegengesetzt orientierten Magnetfeldern wird heliospheric current sheet genannt. In Wirklichkeit handelt es sich dabei aber nicht um eine einfache ebene Fläche, da die Sonnenkorona sehr komplex und nicht symmetrisch ist.

Die Magnetfeldlinien, welche sich in den interplanetaren Raum ausbreiten, bleiben mit der Sonne verbunden und rotieren mit ihr. Der radiale Fluss des Sonnenwind gleicht dem Ausfliessen des Wassers aus einem rotierenden Gartensprenger – der Strahl des vom Gartensprenger austretenden Wassers ist durch die Rotation des Sprengers gekrümmt. Ein Beobachter, der nicht mit der Sonne mitrotiert, sieht beim Sonnenwind den selben Effekt. Das Magnetfeld ist entlang der Bahn des Sonnenwindes ausgerichtet. Dies ist der Grund, weshalb die Magnetfeldlinien im interplanetaren Raum gekrümmt sind. Wenn man die Feldlinien des interplanetaren Magnetfeldes (IMF) aus der Richtung über dem Nordpol der Sonne betrachtet (Grafik links), so haben sie die Form einer Archimedischen Spirale. Diese Spiralen werden auch Parker Spiralen genannt, nach Eugene Parker, welcher im Jahr 1958 das erste hydrodynamische Model des Sonnenwindes mit eingebettetem Magnetfeld entwickelte. Wie aus der Figur ersichtlich ist, hat eine Magnetfeldlinie, die die Sonne mit der Erde verbindet, ihren Fusspunkt rechts von der Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde, d.h. in der westlichen Hemisphähre der Sonne.

Wenn geladene Teilchen auf der Sonne beschleunigt werden und mit hohen Energien in den interplanetaren Raum ausgeworfen werden, so folgen sie wegen der Lorentzkraft den Feldlinien des interplanetaren Magnefeldes. Wenn die Magnetfeldlinien durch Parker Spiralen beschrieben werden können, so erwarten wir, dass solare energetische Teilchen beobachtet werden können, wenn die Beschleunigung dieser Teilchen in der westlichen Hemisphäre der Sonnen stattfindet. Statistische Untersuchungen von Neutronenmonitor Messungen während solaren kosmischen Strahlungsereignissen bestätigen diese Erwartung. Das Histogramm auf der rechten Seite zeigt die Längenverteilung (heliosphärische Länge) von Flares auf der Sonne, bei denen solare kosmische Teilchen mit Neutronenmonitoren nachgewiesen wurden. Das Maximum in der Verteilung ist im Bereich 30°-60° westliche heliosphärische Länge, wie erwartet wird, wenn sich die energetischen solaren Teilchen längs den Parker Spiralen des IMFs ausbreiten. Jedoch gibt es auch deutliche Ausnahmen, wie solare Ereignisse, bei denen der Flareort im Osten der solaren Hemisphäre liegt oder bei denen der mutmasslich zugehörige Flareort auf der uns abgewandten Seite der Sonne angenommen wird. Die Parker Spirale gibt ein einfaches Model einer gemittelten Magnefeld Konfiguration, jedoch nicht gezwungenermassen der wirklich während einem individuellen solaren Ereignis herrschenden Konfiguration.

• Einheit der Magnetfeldstärke: 1 nT (nano Tesla) =10^-9 Tesla
• Die Temperaturen der Protonen und Elektronen sind verschieden, wie es üblich ist für dünne Gase (dies ist auch der Fall in Leuchtstoffröhren)

Die Heliosphäre und ihre Störungen

Das grossräumige Magnetfeld der Sonne und die Heliosphäre

Die Heliosphäre ist der dreidimensionale Raum um die Sonne, der mit dem Sonnenwind und mit dem darin eingebetten (eingefrorenen) interplanetaren Magnetfeld gefüllt ist. Der sich mit Überschall ausbreitende und mit dem interstellaren Medium wechselwirkende Sonnenwind unterzieht sich einem Übergang zu Unterschallgeschwindigkeit am Termination Shock, während dieser Übergang für den interstellaren Wind am heliosphärischen Bow Shock geschieht (Bild: NASA).

Die Grösse der Heliosphäre wurde aufgrund der zeitlichen Variationen der galaktischen kosmischen Strahlung auf etwa 100 AE (1 AE ist die Distanz zwischen der Sonne und der Erde = Astronomische Einheit = 1.5x10⁸ km) abgeschätzt. Die Dimension der Heliosphäre wurde schliesslich direkt durch die beiden Voyager Raumsonden bestimmt, als diese den heliosphärischen Termination Shock in den Jahren 2007 und 2008 durchquerten.

Störungen in der Heliosphäre

Raumsonden ermöglichen die direkte Messung von verschiedenen physikalischen Parametern des Sonnenwindes. Der Sonnenwind ist nicht ein ruhiger Gasfluss: kontinuierliche Fluktuationen des Magnetfeldes (Alfvén Wellen) werden durch turbulente Bewegungen des Plasmas auf der Sonne verursacht und diese Störungen bewegen sich von der Sonne weg.

Die Figur zeigt ein Beispiel eines heftigen solaren Flares und eines koronalen Massenauswurfs (KMA, engl. CME, coronal mass ejection), welcher die Heliosphäre erheblich störte. Die vier Momentaufnahmen der Sonne wurden durch verschiedene Instrumente an Bord der Raumsonde SoHO (ESA/NASA) am 28. Oktober 2003 gemacht: Sonnenflecken Gruppen (oben links) weisen auf heftige Aktivitäten und komplexe Magnetfeld Konfigurationen auf der Sonnenoberfläche hin. In der grössten und komplexesten Region ereignete sich ein heller Flare. Dieser wurde zum Beispiel durch das Extrem Ultraviolet Telescope (EIT; oben rechts) beobachtet. Ein schneller und grosser koronaler Massenauswurf wurde einige Minuten später durch den Koronagraphen LASCO (Aufnahmen unten) beobachtet. Bei diesem KMA bewegte sich Materie durch die Korona mit einer Geschwindigkeit grösser als 1000 km/s von der Sonne weg.

Beobachtungen auf Raumsonden zeigten, dass sich dieser schnelle KMA die Erde einen Tag später, am 29. Oktober 2003, erreichte. Die Figur unten zeigt eine schematische Darstellung (nach Y. Liu et al., J. Geophys. Res., 111, A09108): die ausgetriebene koronale Magnetfeld Konfiguration (rote Feldlinien) stören das interplanetare Magnetfeld (blaue Feldlinien). Das Sonnenwindplasma kann nicht in den interplanetaren KMA (IKMA, engl. ICME) eindringen. Deshalb wird das Plasma komprimiert und damit auch das Magnetfeld, oder es wird um den sich nach aussen fortbewegende IKMA abgelenkt wie es durch die beiden blauen Pfeile (“Flow”) angezeigt wird. Die Form der Feldlinien ist verändert. In der Übergangszone zwischen dem IKMA und dem umgebenden Sonnenwind kann das Magnetfeld turbulent werden. In einer solch gestörten Heliosphäre haben solare wie galaktische kosmische Strahlung verglichen mit der ruhigen Heliosphäre ziemlich veränderte Bedinungen für die Fortbewegung.

Transport der kosmischen Strahlung in der Heliosphäre

In die Heliosphäre einfallende kosmische Strahlungsteilchen wechselwirken mit dem Sonnenwind. Sehr energiereiche geladene Teilchen bleiben unbeeinflusst – sie durchqueren die Heliosphäre, als ob der Sonnenwind gar nicht vorhanden wäre. Aber kosmische Strahlungsteilchen mit Energien bis einige 10 GeV bemerken den Einfluss des Sonnenwindes. Nicht durch Kollisionen, denn die Dichte des Gases ist viel zu dünn, als direkte Kollisionen zwischen den kosmischen Strahlungsteilchen und den Teilchen des Sonnenwindes relevant wären. Aber das sich veränderliche interplanetare Magnetfeld (IMF) beeinflusst die Krümmung der Trajektorien von kosmischen Strahlungsteilchen mit Energien bis einige 10 GeV sehr stark.

Dies kann illustriert werden, wenn die Bewegung eines geladnenen Teilchens in einem statischen Magnetfeld betrachtet wird. Wenn sich das Magnetfeld aber zeitlich stark ändert, so kann das Teilchen auf seiner Bahn auf rasch sich ändernde Richtungen der Magnetfeldlinien treffen. Dadurch wird sich die Fortbewegungsrichtung des Teilchens kontinuierlich ändern. Man sagt, dass die Teilchen durch die Irregulariäten im Magnetfeld gestreut werden.

Solare Modulation der galaktischen kosmischen Strahlung

Die galaktischen kosmischen Strahlungsteilchen werden an den mit dem Sonnenwind mitgeführten Irregularitäten des IMFs gestreut. Die Zahl dieser Irregularitäten verändert sich während dem 11-Jahres Aktivitätszyklus der Sonne. Der Sonnenaktivitätszyklus zeigt sich deutlich in der Sonnenfleckenzahl (grüne Kurve in der Graphik links). Die Langzeitüberwachung mit dem weltweiten Netzwerk von Neutronenmonitoren zeigt, dass der Fluss der galaktischen kosmischen Strahlung eine ähnliche Variation aufweist (rote Kurve): wenn die Zahl der Sonnenflecken hoch ist, dann ist der Fluss der galaktischen kosmischen Strahlung tief, und umgekehrt.

Diese sogenannte solare Modulation der galaktischen kosmischen Strahlung ergibt sich aus der Tatsache, dass sich die energetischen Teilchen in der Heliosphäre in einer dynamischen Umgebung fortbewegen müssen. Das Magnetfeld in der Heliosphäre ist stark schwankend während Zeiten mit hoher Sonnenaktivität, d.h. wenn die Sonnenfleckenzahl, aber auch die Zahl von Flares und koronalen Massenauswürfen, hoch ist. Während solchen Zeitperioden wird die kosmische Strahlung durch das turbulente interplanetare Magnetfeld viel effizienter abgelenkt als in Zeiten mit tiefer Sonnenaktivität, d.h. wenn das IMF weniger Störungen aufweist und gut durch Parker Spiralen beschrieben werden kann. Die starken Magnetfeldschwankungen reduzieren nicht nur den kosmischen Strahlungsfluss in der inneren Heliosphäre, sie verursachen auch eine Änderung im Energiespektrum (weil Teilchen mit tieferen Energien stärker beeinflusst werden als sehr energiereiche Teilchen) sowie in der Ausbreitungsrichtung des kosmischen Strahlungsflusses (Anisotropie).

Nachdem wir die Ähnlichkeit zwischen den Zeitreihen der Sonnenfleckenzahl und des galakitsche kosmischen Strahlungsflusses gesehen haben, ist es interessant auch Unterschiede festzustellen: die zeitliche Entwicklung des kosmischen Strahlungsflusses in Erdnähe ist in zwei aufeinanderfolgenden Aktivitätszyklen unterschiedlich. In einem Zyklus zeigt die Kurve eine klare Spitze mit einem deutlichen Maximum (z.B. im Jahre 1987), während das nächste Akitvitätsmaximum (1997) flach ausfiel. Dies ist auf den Umstand zurückzuführen, dass der solare Aktivitätszyklus eigentlich eine 22-Jahres und nicht eine 11-Jahres Periodizität aufweist. Alle 11 Jahre wechselt das Magnetfeld der Sonne ihre Polarität, und dies beeinträchtigt die Ausbreitung der kosmischen Strahlungsteilchen in der Heliosphäre.

Neben dem Aktivitätszyklus wird die Ausbreitung der kosmischen Strahlung ebenfalls durch den Ort der aktiven Regionen auf der Sonne beeinträchtigt. Diese aktiven Regionen verursachen Schwankungen des kosmischen Strahlungsflusses mit kleineren Amplituden, typischerweise mit Zeitkonstanten bezogen auf die Sonnenrotationsperiode von 27 Tagen. Die Langzeitvariationen der kosmischen Strahlung bis zu Zeitskalen von Jahrtausenden verursachen Abdrücke auf der Erde, welche insbesondere im polaren Eis ihre Fussspuren hinterlassen. Zwischen Sonnenakitvitätszyklus 23 und 24 wird ein aussergewöhnlich ausgedehntes Akitivitäsminimum beobachtet, Mitte 2009 ist nicht eindeutig klar, ob das Aktivitäsminimum bereits erreicht wurde. Seit dem letzten Aktivitätsminimum im Jahre 1996 sind über 13 Jahre verstrichen, anstelle der gewöhnlich etwa 11 Jahren! Die Modulation der galaktischen kosmischen Strahlung bestärkt dies, denn die mit Neutronenmonitoren gemessene Intensität der kosmischen Strahlung ist gegenwärtig höher als in den letzten Aktivitätszyklen der Sonne.

Forbush Abfälle

Die Magnetfeld Konfigurationen welche sich durch die Heliosphäre ausbreiten, wie interplanetare koronale Massenauswürfe (IKMAs, engl. ICMEs) reduzieren den galaktischen kosmischen Strahlungsfluss im Innern der Heliosphäre. Die Figur zeigt die Messresultate von einigen Neutronmonitor Stationen aus der Datenbank NMDB im April 2001. Die Kurven zeigen die relative Zählraten bezüglich der Zählrate vor dem Beginn des Ereignisses. Der Abfall in den Zählraten kann Werte bis zu 20% erreichen. Solche Abnahmen des kosmischen Strahlungsflusses werden Forbush Abfälle genannt nach dem komischen Strahlungsphysiker Scott Forbush. Der Abfall des kosmischen Strahlungsflusses werden sowohl der Abschirmung durch komplexe und turbulente Magnetfeldstrukturen in und um die IKMA als auch der Schockwelle vor der IKMA zugeschrieben.

Plots der Neutronenmonitordaten von weiteren Forbush Abfällen können mit der NMDB Anwendung: NMDB event search tool gemacht werden. Unter “Date Selection” kann ein Forbush Abfall aus in einer Liste ausgewählt werden und dann wird durch Drücken des Knopfes “Submit” der entsprechende Plot generiert.