Inhaltsverzeichnis

1  Einf uhrung  5

1.1  Die Heliosph are  5

1.2  Energetische Neutralatome  7

1.3  Motivation dieser Arbeit  8

2  Theoretische Grundlagen  11

2.1  Der Fluss der energetischen Neutralatome  11

2.2   

Uberlebenswahrscheinlichkeit  der ENAs  13

3  Numerische Berechnungen  17

3.1   

Uberlebenswahrscheinlichkeit  bei solarem Maximum  18

3.2   

Uberlebenswahrscheinlichkeit  bei solarem Minimum  23

3.3  Schlussfolgerungen  27

4  Zusammenfassung und Ausblick  31

A  Geschriebene Programme  35

Literaturverzeichnis   39

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4 INHALTSVERZEICHNIS

Kapitel 1

Einf ¨ uhrung

Die erste und oberste von allen Sph¨ aren ist die der Fixsterne, die

”

sich selbst und alles andere enth¨ alt.(...) Es folgt als erster Planet Saturn, der in dreißig Jahren seinen Umlauf vollendet. Hierauf Jupiter mit seinem zw¨ olfj¨ ahrigen Umlauf. Dann Mars, der in zwei Jahren seine Bahn durchl¨ auft. Den vierten Platz in der Reihe nimmt der j¨ ahrliche Kreislauf ein, in dem, wie wir gesagt haben, die Erde mit der Mondbahn als Epizykel enthalten ist. An f¨ unfter Stelle kreist Venus in neun Monaten. Die sechste Stelle schließlich nimmt Merkur ein, der in einem Zeitraum von achtzig Tagen seinen Umlauf vollendet. In der Mitte von allen aber hat die Sonne ihren Sitz.“ ¹ (Kopernikus 1543)

Diese Erkenntnissse von Nikolaus Kopernikus und im weiteren Verlauf der Geschichte von Galileo Galilei ersch¨ utterten das so genannte ptolem¨ aische Weltbild. Jahrhunderte lang war die Menschheit der Meinung gewesen die Erde w¨ are der zentrale Punkt unseres Sonnensystems. Durch die Forschung von Kopernikus und Galilei wurde diese Vorstellung widerlegt und durch die neue heliozentrische Anschauung wurde die Sonne als Zentrum des Sonnensystems etabliert. Mittlerweile weiß man, dass sich die Planeten des Sonnensystems auf Kepler’schen Bahnen um die Sonne bewegen und, dass das Sonnensystem um das Zentrum der Milchstraße kreist. Die Sonne und das Sonnensystem waren in der Vergangenheit und sind auch in der Gegenwart ein zentraler astrophysikalischer Forschungsbereich, der bei weitem noch nicht vollst¨ andig untersucht werden konnte.

1.1 Die Heliosph¨ are

Die Sonne bewegt sich mit ca. 25 km/s relativ zum lokalen interstellaren Medium (LISM) und mit diesem gemeinsam mit ca. 220 km/s um das Zentrum der Milchstraße. Das aus neutralem Gas, geladenen Teilchen, Molek¨ ulen und Staub bestehende LISM wird dabei vom, von der Sonne mit einer Geschwindigkeit von 300 - 800 km/s radial nach außen str¨ omenden, Sonnenwind (SW) - ein ionisiertes Plasma bestehend aus Protonen, Elektronen und einem kleineren Anteil Alphateilchen - verdr¨ angt. Der dynamische Druck des sich ausbreitenden Sonnenwindes nimmt dabei mit gr¨ oßer werdender Distanz zur Sonne ab, bis dieser gerade den Druck des LISM ausgleicht, so dass

¹ Vgl.: Kopernikus, N.: De Revolutionibus Orbium Coelestium, N¨ urnberg 1543.

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KAPITEL 1. EINF ¨ 6 UHRUNG

sich eine Blase von ca. 200 - 300 AU Durchmesser (1 AU = 1 astronomical unit = 1, 496 · 10 ¹³ cm = mittlerer Abstand Erde-Sonne) ² innerhalb des LISM bildet, die als Heliosph¨ are bezeichnet wird. ³ Die Wechselwirkungen zwischen LISM und SW formen, so die Modellvorstellung, drei Grenzschichten (vgl. Abbildung 1.1).

Abbildung 1.1: Derzeitige Auffassung ¨ uber das Aussehen der Heliosph¨ are anhand

der aktuellen Modelle. Die drei Grenzschichten der Heliosph¨ are, Termination Shock, Heliopause und Bugschock sind deutlich zu erkennen, genauso wie die Trajektorien der beiden Voyager -Sonden. Ausgehend davon, dass die Sonne im Zentrum keine Bewegung vollzieht (Ruhesystem), str¨ omt das LISM in dieser Abbildung von der linken Seite her auf die Heliosph¨ are zu. [aus: http://www.nasa.gov]

Der Termination Shock (TS) beschreibt die Fl¨ ache, an der sich das Druckgleichgewicht zwischen dynamischen Druck des SW und Druck des LISM einstellt. Dabei wird der Sonnenwind - so die derzeitigen Annahmen - auf subsonische Geschwindigkeiten abgebremst und ein Großteil seiner kinetischen Energie wird in thermische Energie um-gewandelt, so dass sich das SW-Plasma auf Temperaturen von T SW ≈ 10 ⁶ K aufheizt. Hinter dem TS wird der Fluss des Sonnenwindes derart abgelenkt, dass SW und LISM letztendlich dieselbe Flussrichtung haben. Stromabw¨ arts bildet sich dadurch ein langer Schweif, der Heliotail genannt wird und mit einem Kometenschweif vergleichbar ist. Im Ruhesystem der Sonne fließt das LISM mit einer Geschwindigkeit von ca. 25 km/s auf die Heliosph¨ are zu. Da diese Str¨ omung sich ebenfalls mit ¨

bewegt, bildet sich ein Bugschock (BS), das ¨ Aquivalent zum Termination Shock des

Sonnenwindes. Der Bereich, der SW-Plasma und LISM-Plasma trennt, wird Heliopause (HP) genannt. Der Raum zwischen TS und HP wird als innere Heliosheath (HS), der Raum zwischen HP und BS als ¨ außere Heliosheath bezeichnet. ⁴ Die Ausdehnung und Struktur der Grenzschichten der Heliosph¨ are sind vom Sonnenwind und vom LISM abh¨ angig. Je nach St¨ arke des SW und Dichte des LISM k¨ onnen

² Vgl.: Schneider, P.: Einf¨ uhrung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie, Berlin 2005.

³ Vgl.: Gruntman, M., et.al.: Energetic neutral atom imaging of the heliospheric boundary region, Journal of Geophysical Research, Vol. 106, 15767-15781, 2001.

⁴ Vgl.: Sternal, O.: Berechnung der Fl¨ usse energetischer Neutralatome aus der heliosph¨ arischen Grenzschicht, Diplomarbeit, Bochum 2005.

7 1.2. ENERGETISCHE NEUTRALATOME

diese Grenzen in ihrer Entfernung von der Sonne variieren. Bezogen auf den Sonnenwind, der seinen Ursprung in der Sonnenkorona hat und durch die große Druckdifferenz zwischen Korona und interstellarem Raum gegen die Gravitation der Sonne radial nach außen beschleunigt wird, ist die Entfernung der Grenzschichten abh¨ angig vom elfj¨ ahrigen Aktivit¨ atszyklus der Sonne. Bei hoher Sonnenaktivit¨ at, d.h. bei hoher magnetischer Aktivit¨ at der Sonne, welche den mit den von der Sonne entkommenden Teilchen ver-bundenen Impulsfluss verringert, sind die Grenzen der Heliosph¨ are n¨ aher zur Sonne hin, w¨ ahrend sich bei niedriger Sonnenaktivit¨ at und somit st¨ arkerem SW die Grenzen nach außen verschieben. 5

1.2 Energetische Neutralatome

Am ¨ außeren Rand der Heliosph¨ are treffen das SW-Plasma und das LISM aufeinander und k¨ onnen dort interagieren. Ein neutrales Wasserstoffatom des LISM, das sich unbeeinflusst vom Magnetfeld der Sonne bewegt, kann mit einem Proton des Sonnenwindes wechselwirken und es kann ein Ladungsaustausch stattfinden. Ohne wesentlichen Impuls- oder Energie¨ ubertrag gibt das neutrale Atom sein Elektron an das Sonnenwindproton ab. Das ¨ ubriggebliebene Wasserstoff-Ion (Pick-Up Ion (PUI) genannt) wird vom Sonnenwind, bedingt durch den Einfluss des SW-Magnetfeldes auf die Ladung des Teilchens, aufgenommen und mitgetragen, wobei dieser Prozess als Pick-Up Prozess bezeichnet wird. Demgegen¨ uber steht das neu entstandene neutrale H-Atom nicht unter dem Einfluss des Magnetfeldes und bewegt sich daher auf einer gradlinigen Trajektorie deren Richtung vom an der Interaktion beteiligten Proton abh¨ angt. Dieses neu entstandene hochenergetische neutrale Wasserstoffatom wird energetisches Neutralatom (ENA) genannt. Heliosph¨ arische ENAs werden haupts¨ achlich in der inneren HS zwischen dem TS und der HP gebildet und k¨ onnen aufgrund der Tatsache, dass sie sich unbeeinflusst vom Magnetfeld der Sonne bewegen, bis zur Erde gelangen, um dort detektiert zu werden. Da der SW und das LISM maßgeblich die Struktur und Ausdehnung der Heliosph¨ are bestimmen und auch f¨ ur die Produktion der ENAs verantwortlich sind, kann man ¨ uber die Eigenschaften der energetischen Neutralatome R¨ uckschl¨ usse auf die Eigenschaften der Heliosph¨ are ziehen. ENAs sind somit ein wichtiges Instrument zur Best¨ atigung bzw. Falsifizierung der Modelle der Heliosph¨ are und wurden daher von zahlreichen Forschern in Hinblick auf die unterschiedlichsten Aspekte untersucht (Bzowski ⁶ , Fahr et.al. ⁷ , Gruntman ⁸ , Kunc ⁹ und Scherer et.al. ¹⁰ ).

⁵ Vgl.: Wirth, M.: Der Wirkungsquerschnitt bei Ladungsaustausch in astrophysikalischen Modellen, Staatsarbeit, Bochum 2006.

⁶ Vgl.: Bzowski, M.: Survival probability and energy modification of hydrogen Energetic Neutral Atoms on their way from the termination shock to earth orbit, Astronomy & Astrophysics, in press, 2008.

⁷ Fahr, H.J., et.al.: Theoretical aspects of energetic neutral atoms as messengers from distant plasma sites with emphasis on the heliosphere, Rewiews of Geophysics, Vol. 45, 1-38, 2007.

⁸ Gruntman, M.: Anisotropy of the energetic neutral atom flux in the heliosphere, Planetary and Space Science, Vol. 40, 439-445, 1992.

⁹ Vgl.: Kunc, J.A.: Survival probabilities for interstellar hydrogen flowing into the interplanetary system from far regions of the helisphere,Planetary and Space Science, Vol. 28, 815-821, 1980.

¹⁰ Scherer, K., et.al.: Energetic neutral atom fluxes from the heliosheath varying with the activity phase of the solar cycle, Astrophysics and Space Sciences Transactions, Vol. 1, 3-15, 2004.

KAPITEL 1. EINF ¨ 8 UHRUNG

1.3 Motivation dieser Arbeit

Die Struktur und Ausdehnung der Heliosph¨ are konnte durch NASA-Missionen wie unter anderem Voyager 1 und Voyager 2 n¨ aher untersucht werden. Dabei wurden erste Resultate ¨ uber die Beschaffenheit der Grenzschichten geliefert, nachdem die Sonden Voyager 1 und Voyager 2 im Dezember 2004 bzw. August 2007 den Termination Shock bei 94 AU bzw. 84 AU passierten und in die innere Heliosheath vorstießen. ¹¹ Die am voraussichtlich 05. Oktober 2008 startende NASA-Mission zur Messung der ENA-Fl¨ usse soll mit Hilfe des Interstellar Boundary Explorer (IBEX) genauere Informationen ¨ uber die Beschaffenheit der Heliosph¨ are liefern. Außerhalb des Erdmagnetfeldes wird die IBEX-Sonde auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um die Erde die ENA-Fl¨ usse durch zwei Kameras zwischen 0.1 keV bis 6 keV messen. Die ENA-Kameras stehen dabei senkrecht zur Achse zwischen Sonde und Sonne und k¨ onnen so den Strom der energetischen Neutralatome f¨ ur alle Raumrichtungen vom Ort ihrer Entstehung bis hin zur Erde bei 1 AU aufzeichnen (vgl. Abbildung 1.2).

Abbildung 1.2: Darstellung der IBEX-Mission: Umlaufbahn der Sonde um die Erde und ihre Ausrichtung zur Sonne (links). Detailiertere Illustration der Sonde mit ihren beiden, zur Achse Sonde-Sonne senkrecht stehenden ENA-Kameras (rechts). [aus: http://www.ibex.swri.edu]

Die von IBEX erfassten Messdaten erlauben R¨ uckschl¨ usse auf die Regionen der ENA-Entstehung und somit auf die Grenzschichten der Heliosph¨ are. Jedoch sollte beachtet werden, dass die von der IBEX-Sonde gemessenen ENA-Fl¨ usse keinesfalls mit der Produktionsrate am Ort ihrer Entstehung ¨ ubereinstimmen. Die ENAs haben auf ihrem

Weg vom Entstehungsort bis zur Erde die M¨ oglichkeit an drei Ionisations-Prozessen beteiligt zu sein. Dadurch k¨ onnen die ENAs gegebenenfalls nicht mehr zur Erde gelangen, um dort detektiert zu werden. Bei diesen drei Ionisationsprozessen handelt es sich um: 12

hν + H → H ⁺ + e • Photoionisation:

e + H → H ⁺ + 2e • Ionisation durch Elektronenstoß:

¹¹ Vgl.: Garlick, M.A.: Der grosse Atlas des Universums, Stuttgart 2006.

¹² Vgl.: Kunc, J.A.: Survival probabilities for interstellar hydrogen flowing into the interplanetary system from far regions of the helisphere,Planetary and Space Science, Vol. 28, 815-821, 1980.