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Abb. 5.12
Erdmagnetfeld
aus dreidimensionalen ma-
gnetohydrodynamischen
Modellrechnungen von G. A.
Glatzmaier (University of Ca-
lifornia Santa Cruz) und P. H.
Roberts (University of California
Los Angeles) (Mit Genehmigung
durch © Macmillan Publishers
Ltd aus Glatzmaier & Roberts
linien sind nach innen gerichtet,
blaue nach außen. Die Rotations-
achse der Modellerde ist vertikal
und verläuft durch das Zentrum.
Oben (von links nach rechts)
:
Magnetfeld im „heutigen“ Zu-
stand und 500 Jahre vor einer
Feldumkehr.
Unten (von links
nach rechts)
: Magnetfeld in der
Mitte der Feldumkehr und 500
Jahre danach
kommt es luvseitig an der Magnetosphäre zu einem ma-
gnetischen Kurzschluss mit den dort nordwärts gerichteten
Feldlinien des Erdmagnetfelds. Hierdurch entsteht eine di-
rekte Verbindung zwischen interplanetaren und irdischen
Magnetfeldlinien. Entlang dieser Feldlinien können nun ge-
ladene Teilchen von außen in die Magnetosphäre eindringen.
Dadurch wird der magnetische Schutzschild der Erde durch-
lässig, was massive Störungen des sogenannten Weltraum-
wetters nach sich ziehen kann (mehr dazu weiter unten). Auf
Höhe der Erdbahn besitzt der Sonnenwind Strömungsge-
schwindigkeiten von 500 km s
1
-800 km s
1
und eine Ma-
gnetfeldstärke von 4 nT. Seine Dichte beträgt drei bis zehn
Millionen Elementarteilchen pro Kubikmeter. Er besteht zu
95% aus Protonen, 4% Helium-Ionen, geringen Anteilen
schwerer Ionen und entsprechend vielen Elektronen; die
Temperatur der Protonen beträgt 40 000 K, die der Elek-
Sonnenwind bestimmte aktuelle „Weltraumwetter“ - über 15
Minuten gemittelte Werte der Magnetfeldstärke B und ihrer
Komponenten, Geschwindigkeit, Temperatur, Teilchendich-
te und des dynamischen Drucks des Sonnenwinds - kann
man im Internet bei der amerikanischen National Oceanic
and Atmospheric Administration (NOAA) sogar in Echtzeit
abfragen (vgl.
today's space weather
49
).
Das vergleichsweise schwache Erdmagnetfeld wird vom
Sonnenwind umströmt, wobei sich eine Bugstoßwelle aus-
bildet. Gleichzeitig wird es von diesem in charakteristischer
Weise luvseitig komprimiert und leeseitig gestreckt: Da die
Magnetfeldlinien fest mit dem strömenden Plasma der Ma-
gnetosphäre verbunden sind, wird das Magnetfeld im Strö-
mungsfeld quasi eingefroren. Hinter der Stoßwellenfront
liegt eine turbulente Plasmazone (
magnetosheath
) und dar-
unter die weniger als 100 km dicke Magnetopause, welche
die Magnetosphäre der Erde nach außen hin abgrenzt: Hier
heben sich der Staudruck
1=2¡
v
2
des Sonnenwinds (Ge-
schwindigkeit v; Dichte
¡
) und der magnetische Druck
p
m
D
B
2
=.2
0
/:
(5.40)
