Kompressible Turbulenzen in der Heliosphäre

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Fluss von Materie, der mit einer hohen Geschwindigkeit von der Sonne weg stürmt. Aufgrund der hohen Geschwindigkeiten wird der Sonnenwind häufig in einem turbulenten Zustand beobachtet, der mit einer mehrskaligen Energieübertragung von großen Flüssigkeitsskalen auf kleine kinetische Skalen verbunden ist. Da das Sonnenwindplasma nahezu kollisionsfrei ist, sind andere kinetische Prozesse als die Viskosität erforderlich, um die turbulente Dissipation auf kleinen Skalen zu beschreiben. Das Projekt befasst sich in erster Linie mit der Messung und Analyse von Kompressionsschwankungen im Sonnenwind. Während die Stärke der kompressiven Fluktuationen auf großen Fluidskalen (Frequenzen unter 0,1 Hz) gering ist, nähert sich die Stärke der kompressiven Fluktuationen auf den kleineren kinetischen Skalen (Frequenzen über 1 Hz) einem Drittel der gesamten Fluktuationsstärke. Auf kinetischen Skalen ist die Intensität des Energieaustauschs und der Wellen-Teilchen-Wechselwirkungen verstärkt. Die kompressive magnetische Kraft auf kleinen Skalen kann anhand der Größe des Magnetfelds bei kleinen magnetischen Fluktuationen geschätzt werden. Die Stärke der kompressiven Fluktuationen kann auch durch Dichtemessungen bestimmt werden. Allerdings sind die mit Plasmainstrumenten durchgeführten Dichtemessungen oft sehr langsam. Eine neuartige Alternative ist die Verwendung der hochauflösenden Messung des Raumsondenspannungspotenzials. Der Wert des Raumsondenspannungspotenzials ist mit der Umgebungsplasmadichte verknüpft. Die Ziele des Projekts sind (1) das Verständnis des Ursprungs der Art der Kompressionsschwankungen in Bezug auf Dichte- und Magnetfeldmessungen zu verbessern; (2) die Bestimmung der Kontrollparameter, die diese Fluktuationen steuern zu untersuchen; und (3) das besseres Verständnis von Turbulenzen innerhalb der Heliosphäre zu entwickelt. Um diese Fragen zu beantworten, umfasst das Projekt drei Arbeitspakete. WP1: Fluktuationen in der Nähe der Erde: Daten der Magnetosphären-MultiScale-Statellitenmission werden verwendet, um die Dichtefluktuationen mit Hilfe von Einzel- und Multi-Raumsonden-Methoden besser zu verstehen WP2: Fluktuationen in der inneren Heliosphäre: Daten der Solar Orbiter Mission werden verwendet, um die Entwicklung der Dichtefluktuationen in der Nähe der Sonne zu untersuchen. Zusätzlich werden Daten von BepiColombo und Parker Solar Probe verwendet werden, um die räumliche und zeitliche Entwicklung der magnetischen Fluktuationen in Bezug auf dem heliozentrischen Abstand zu untersuchen. WP3: Numerische Simulationen kompressibler Plasmaturbulenzen. Die Untersuchung einer großen Anzahl von Intervallen sowie numerisch simulierter Daten für eine Vielzahl verschiedener Fälle wird es uns ermöglichen, zu bestimmen, welche Kontrollparameter wichtig sind und folglich, welche Modelle der Druckschwankungen die Daten am besten erklären.