Magnetopause

Die Magnetopause ist die abrupte Grenze zwischen der Magnetosphäre und dem umgebenden Plasma . In der Planetenforschung markiert sie die Grenze zwischen dem Magnetfeld des Planeten und dem Sonnenwind . Ihre Lage wird durch das Gleichgewicht zwischen dem Druck des dynamischen planetaren Magnetfelds und dem dynamischen Druck des Sonnenwinds bestimmt. Mit zunehmendem und abnehmendem Sonnenwinddruck bewegt sich die Magnetopause nach innen bzw. außen. Wellen (Kräuselungen und flatternde Bewegungen) entlang der Magnetopause bewegen sich in Richtung des Sonnenwindstroms und reagieren auf kleinräumige Schwankungen des Sonnenwinddrucks sowie auf Kelvin-Helmholtz-Instabilitäten .

Der Sonnenwind ist Überschall und durchläuft einen Bugstoß, an dem sich seine Strömungsrichtung ändert. Dadurch wird der größte Teil des Sonnenwindplasmas, ähnlich wie Wasser vor dem Bug eines Schiffes, zu beiden Seiten der Magnetopause abgelenkt. Die Zone des durch den Stoß abgelenkten Sonnenwindplasmas wird als Magnetosheath bezeichnet. Auf der Erde und allen anderen Planeten mit intrinsischen Magnetfeldern dringt ein Teil des Sonnenwindplasmas in die Magnetosphäre ein und wird dort eingefangen. Auf der Erde bildet das in die Magnetosphäre eindringende Sonnenwindplasma die Plasmaschicht . Die Menge an Sonnenwindplasma und Energie, die in die Magnetosphäre eintritt, wird durch die Ausrichtung des interplanetaren Magnetfelds reguliert , das im Sonnenwind eingebettet ist.

Die Sonne und andere Sterne mit Magnetfeldern und Sternwinden besitzen eine solare Magnetopause oder Heliopause , an der die stellare Umgebung durch die interstellare Umgebung begrenzt wird.

Vor dem Zeitalter der Weltraumforschung galt der interplanetare Raum als Vakuum. Das Zusammentreffen der ersten Beobachtung eines Sonnenausbruchs und des geomagnetischen Sturms von 1859 lieferte den Beweis, dass bei dem Ausbruch Plasma von der Sonne ausgestoßen wurde. Chapman und Ferraro ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} schlugen vor, dass die Sonne im Rahmen eines Ausbruchs Plasma in einem Ausbruch emittierte, welches das Magnetfeld der Erde in einer Weise störte, die als geomagnetischer Sturm bekannt ist. Die Kollisionshäufigkeit der Teilchen im Plasma des interplanetaren Mediums ist sehr gering, und die elektrische Leitfähigkeit ist so hoch, dass sie näherungsweise als die eines unendlich leitfähigen Leiters betrachtet werden kann.

Ein Magnetfeld im Vakuum kann ein Volumen mit unendlicher Leitfähigkeit nicht durchdringen. Chapman und Bartels (1940) ^{[ 1 ]} veranschaulichten dieses Konzept, indem sie eine Platte mit unendlicher Leitfähigkeit postulierten, die auf der Tagseite des Planetendipols platziert ist (siehe schematische Darstellung). Die Feldlinien auf der Tagseite sind gekrümmt. In niedrigen Breiten werden die Magnetfeldlinien nach innen, in hohen Breiten nach hinten und über die Polargebiete hinaus gedrückt. Die Grenze zwischen dem vom Magnetfeld des Planeten dominierten Bereich (der Magnetosphäre ) und dem Plasma im interplanetaren Medium ist die Magnetopause. Die Konfiguration, die einer flachen, unendlich leitfähigen Platte entspricht, wird erreicht, indem man einen Bilddipol (grüner Pfeil links in der schematischen Darstellung) im doppelten Abstand vom Planetendipol zur Magnetopause entlang der Linie Planet-Sonne platziert. Da der Sonnenwind kontinuierlich nach außen strömt, wird die Magnetopause oberhalb, unterhalb und seitlich des Planeten in den geomagnetischen Schweif zurückgedrängt (siehe künstlerische Darstellung). Die Region (im Schema rosa dargestellt), die die nach innen gerichteten Feldlinien des Planeten von den über die Pole nach außen gerichteten trennt, ist ein Gebiet schwachen Magnetfelds oder die Tagseiten-Spitze. Sonnenwindpartikel können durch diese Spitze in die Magnetosphäre des Planeten eindringen. Da der Sonnenwind permanent vorhanden ist und nicht nur bei Sonneneruptionen, ist die Magnetopause ein dauerhaftes Merkmal des Weltraums um jeden Planeten mit Magnetfeld.

Die Magnetfeldlinien des Planeten sind nicht stationär. Sie verbinden sich fortwährend mit den Magnetfeldlinien des interplanetaren Magnetfelds – ein Prozess, der als magnetische Rekonnexion bezeichnet wird . Die verbundenen Feldlinien werden über die Pole in den planetaren Magnetfeldschweif zurückgeführt. Dort verbinden sich die Feldlinien des planetaren Magnetfelds erneut und bewegen sich zur Nachtseite des Planeten. Die physikalischen Grundlagen dieses Prozesses wurden erstmals von Dungey (1961) erklärt. ^{[ 6 ]} Daher wird dieser Prozess heute als Dungey-Zyklus bezeichnet .

Würde man annehmen, dass die Magnetopause lediglich die Grenze zwischen einem Magnetfeld im Vakuum und einem Plasma mit einem darin eingebetteten schwachen Magnetfeld darstellt, so wäre die Magnetopause durch Elektronen und Ionen definiert, die einen Gyroradius in den Magnetfeldbereich eindringen. Da die Gyrobewegung von Elektronen und Ionen in entgegengesetzte Richtungen verläuft, fließt ein elektrischer Strom entlang der Grenze. Die tatsächliche Magnetopause ist jedoch wesentlich komplexer. ^{[ 7 ]}

Vernachlässigt man den Druck von Partikeln innerhalb der Magnetosphäre, lässt sich die Entfernung zu dem der Sonne zugewandten Teil der Magnetosphäre abschätzen . Die Bedingung für diese Position ist, dass der dynamische Staudruck des Sonnenwinds dem magnetischen Druck des Erdmagnetfelds entspricht : [ ^{Anmerkung 1 ]} Dabei sind _ρ und v die Dichte bzw. Geschwindigkeit des Sonnenwinds und B ( r ) die magnetische Feldstärke des Planeten in SI- Einheiten ( B in T , μ₀ in H /m). $${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu _{0}}}\right)_{m}}$$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle v}$

Da die Stärke des Dipolmagnetfelds mit der Entfernung variiert, lässt sie sich als schreiben , wobei das magnetische Moment des Planeten in Einheiten von ist . Die Auflösung dieser Gleichung nach r führt zu einer Abschätzung der Entfernung. ${\displaystyle 1/r^{3}}$${\displaystyle B(r)={\mu _{0}m \over 4\pi r^{3}}}$${\displaystyle m}$${\displaystyle A\cdot m^{2}}$$${\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}r^{6}}}.}$$$${\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}\rho v^{2}}}}}$$

Die Entfernung der Erde zur subsolaren Magnetopause variiert aufgrund der Sonnenaktivität, liegt aber typischerweise zwischen 6 und 15 Erdradien ( R${\displaystyle _{\oplus }}$ _E) . Empirische Modelle ^{[ 8 ] [ 9 ]} , die Echtzeit -Sonnenwinddaten verwenden , ermöglichen eine Echtzeitschätzung der Magnetopausenposition. Ein Bugstoß befindet sich stromaufwärts der Magnetopause. Er dient dazu, den Sonnenwind abzubremsen und abzulenken, bevor dieser die Magnetopause erreicht. ^{[ 10 ]}

Übersicht über die Magnetopausen des Sonnensystems ^{[ 11 ]}

Planet	Nummer	Magnetisches Moment [ Anmerkung 2 ]	Magnetopausenabstand [ Anmerkung 3 ]	Beobachtete Größe der Magnetosphäre [ Anmerkung 4 ]	Varianz der Magnetosphäre [ Anmerkung 5 ]
Quecksilber	1	0,0004	1,5	1.4	0
Venus	2	0	0	0	0
Erde	3	1	10	10	2
Mars	4	0	0	0	0
Jupiter	5	20000	42	75	25
Saturn	6	600	19	19	3
Uranus	7	50	25	18	0
Neptun	8	25	24	24,5	1,5

Die Erforschung der Magnetopause wird häufig mithilfe des LMN-Koordinatensystems (einem Achsensystem ähnlich dem XYZ-System) durchgeführt. N zeigt senkrecht zur Magnetopause nach außen in Richtung Magnetosheath, L liegt entlang der Projektion der Dipolachse auf die Magnetopause (positiv nach Norden), und M vervollständigt das Trio durch seine Ausrichtung in Richtung Morgendämmerung. ^{[ 12 ]}

Venus und Mars besitzen kein planetarisches Magnetfeld und keine Magnetopause. Der Sonnenwind interagiert mit der Atmosphäre des Planeten ^{[ 13 ]} , wodurch hinter dem Planeten ein Vakuum entsteht. Beim Erdmond und anderen Himmelskörpern ohne Magnetfeld oder Atmosphäre interagiert die Oberfläche des Körpers mit dem Sonnenwind, wodurch ebenfalls ein Vakuum hinter dem Körper entsteht.

• Heliopause
• Geopause
• Bugstoßdämpfer
• Sonnensystem
• Anwendungen im Bereich des Raumfahrzeugantriebs finden sich unter Magnetsegel .

• Planetare Atmosphären .