Der Sonnenwind als Turbulenzlabor

Der Sonnenwind ist der kontinuierliche Fluss von Plasma, welches die heiße Sonnenkorona verlässt und die ganze Heliosphäre durchdringt. Während seiner Expansion entwickelt der Sonnenwind Turbulenzen, die zu einem Zustand ähnlich der hydrodynamischen Turbulenz entwickeln die durch Kolmogorovs´ Theorie beschrieben wird.

Doch das Magnetfeld nicht-triviale Auswirkungen auf die Turbulenzen Dynamik. Wegen des starken Magnetfelds, das der Sonnenwind trägt, werden Niederfrequenzschwankungen besser innerhalb des physikalisch-mathematischen Rahmens der Magnetohydrodynamik MHD beschrieben. Interessante Analogien ergeben sich auch zwischen Fluid und MHD-Turbulenz.

Im Rahmen des EU-geförderten Projekts SOLWINDCAS (Cascade rates of magnetohydrodynamic turbulence in the solar wind) erkundeten Wissenschaftler eine alternative Methode, um die turbulente Energiekaskade zu beschreiben: Das Yaglomsche Gesetz für MHD-Turbulenz.

SOLWINDCAS-Wissenschaftler haben das Yaglomsche Gesetz für MHD turbulente Energiekaskade in einem gleichmäßig expandierenden Sonnenwind etabliert. Ihre theoretische Analyse basierte auf der Grundlage eines zweiskaligen Expansionsmodells von MHD-Turbulenz und führte zur Aufnahme von zwei neuen Bedingungen zum Yaglomschen Gesetz.

Der erste Term im Yaglomschen Gesetz steht im Zusammenhang mit dem Zerfall von MHD turbulenter Energie durch nichtlineare Wechselwirkungen. Der zweite Term wird durch die Wechselwirkung zwischen den großen magnetischen Feldern und kleinen sich nach innen und außen ausbreitenden Alfvén-Wellen verursacht.

Mit Magnetfeld- und Plasma-Messungen der Sonden WIND und Helios 2 zeigten die Wissenschaftler, dass bei niedrigen Frequenzen diese Terme mit dem gemischten Moment dritter Ordnung von Yaglom vergleichbar sind. Daher sollten sie bei der Schätzung der Energiekaskade-Rate im Sonnenwind berücksichtigt werden.

Als nächstes lag der Schwerpunkt von SOLWINDCAS auf der negativen Restenergie im turbulenten Sonnenwind. In situ Messungen von fluktuierender Solarwindströmung zeigte insbesondere, dass die Energie der magnetischen Feldfluktuationen die der kinetischen Energie übersteigt. Numerische Simulationen zeigen das gleiche Verhalten.

Die Ergebnisse der theoretischen Analyse beschreiben zum ersten Mal, wie negative Restenergie aus starker MHD-Turbulenz entsteht. Auch wenn Restenergie zunächst fehlt, wird negative Restenergie immer durch nichtlineare interagierende Alfvén-Wellen erzeugt werden.

SOLWINDCAS lieferte eine solide Erklärung für die beobachteten Eigenschaften des Sonnenwindes und numerischen Simulationen der MHD-Turbulenz. Der Sonnenwind bot ein natürliches Labor an, um Theorien zu testen und das aktuelle Verständnis von der MHD-Turbulenz zu verbessern, die sich auch in praktischen Anwendungen, wie Plasmaeinschlussvorrichtungen, zeigt.