Comparative analysis of plasma environment at Venus and Mars - Venus Express and Mars Express observations and simulations
Final Report Abstract
Im Rahmen des Projektes wurden grundlegende Mechanismen der Wechselwirkung der Atmosphäre und Ionosphäre von Venus und Mars mit dem interplanetaren Medium aufgeklärt. Ausgehend von vorherigen Untersuchungen zur Herausbildung, Position, Form und Stabilität der Bugstosswelle und einer weiteren charakteristischen Grenzfläche, die an die Stelle der Magnetopause der Erde tritt und bei Mars bevorzugt als Ion Composition Boundary und bei Venus als Magentic Pileup Boundary bezeichnet wird, ist die gesamte Regin stromabwärts der Bugstosswelle von der Magnetosheath über die Ionosphäre bis in die oberflächennahe Region analysiert worden. Die von niederfrequenten elektromagnetischen Fluktuationen durchsetzte Magnetosheath ist bei Venus und Mars sehr ähnlich. Die Fluktuationen sind tagseitig stärker und fallen deutlich zum Terminator hin ab. Sie werden bevorzugt an der Bugstosswelle erzeugt und konvektieren durch die Magnetosheath hindurch. Das Konzept der sich frei entwickelnden Turbulenz konnte durch die Beobachtungen insbesondere an der Venus qualitativ bestätigt werden. Die direkte Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Ionosphäre und der oberen Atmosphäre führt sowohl bei Venus als auch bei Mars zu einer Energieerhöhung bei den ionosphärischen Ionen und deren Einbindung in den Sonnenwind. Über diesen Prozess entweichen die Teilchen schliesslich in den interplanetaren Raum. Bei Venus erweist sich dieser nichtthermische Entweichprozess als dominierend während bei Mars Verluste durch thermisches Entweichen hinzukommen. Allerdings kann nur Wasserstoff signifikant entweichen. Die Rate liegt in der Grössenordnung von 1026 Wasserstoffatomen je Sekunde. Bereits Sauerstoff kann wegen der grösseren Masse nur noch nichtthermisch über die Sonnenwind-Wechselwirkung entweichen. Die Rate erreicht ebenfalls die Grössenordnung von 1026 Sauerstoffatome je Sekunde. Bei Venus kann aufgrund der höheren Gravitation bereits Wasserstoff nicht mehr thermisch entweichen und atmosphärische Erosion findet nur über die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind statt. Das tiefe Eindringen des Sonnenwind-Magnetfeldes in die Ionosphäre wurde insbesondere für Venus analysiert, da nur Venus-Express ein Magnetometer mitführte, dagegen war Mars-Express nicht mit einem Magnetometer ausgestattet. Die Venus-Beobachtungen lieferten deutlich unterscheidbare magnetisierte Zustände der Ionosphäre (tiefes Eindringen des interplanetaren Magnetfeldes) und nicht magnetisierte Zustände (geringes Eindringen des interplanetaren Magnetfeldes). Das tiefe Verständnis für die Magnetisierung der Venus-Ionosphäre blieb jedoch offen. Die ionosphärische Skalenhöhe ist mit ca. 200km sehr klein im Vergleich zum Planetendurchmesser mit ca. 12000km und damit auch zur Gesamtausdehnung des Hindernisses für den Sonnenwind. Die numerischen Simulationen konnten selbst mit dem eingesetzten Code AIKEF, der mit einem Adaptive Mesh Refinement ausgestattet ist, nicht eindeutig zwischen physikalischer und numerischer Diffusion innerhalb dieser 200km-Region unterscheiden. Unabhängig vom konkreten Wert des nichtverschwindenden physikalischen Diffusionskoeffizienten ist zu erwarten, dass unter stationären Sonnenwind-Bedingungen das interplanetare Magnetfeld sowohl die Ionosphäre als auch den Planeten komplett durchdringt. Nur durch das Auftreten der Sektor-Grenzen im Sonnenwind und der damit einhergehenden regelmässigen Umpolung des interplanetaren Magnetfeldes bleibt die effektive Eindringtiefe endlich.
Publications
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