Beobachtung und Simulation von Strukturen im Plasmaschweif eines Kometen

Fischer, Christian T.

Die vorliegende Arbeit behandelt die Dynamik von Strukturen (Dichteanhäufungen, Knoten) im Plasmaschweif eines Kometen in Beobachtung und Simulation. Es werden Beobachtungsdaten der Kometen Hale-Bopp (1997) und Austin (1990) in Bezug auf Dynamik von Strukturen im Plasmaschweif sowie deren Dichte dargestellt. Die Dichten einzelner Strukturen reichen bei Komet Hale-Bopp von 0.2 bis 2 Moleküle (CO+) pro ccm bei Abständen von 5 bis 10 Mio. km vom Kometenkern. Bei Komet Austin wurden periodische Knoten beobachtet, die sich mit einer mittleren Beschleunigung von 1 m/s2 beschleunigt werden. Zur Simulation von Schweifstrukturen wurde ein Zwei-Ionen-MHD-Modell herangezogen und in 3D realisiert. Die meisten Simulationsergebnisse zeigen periodische Knotenbildung im Schweif, ähnlich wie bei Komet Austin beobachtet. Die einzelnen Knoten entstehen dabei (ohne Änderung der äußeren Bedingungen!) auf der Seite stromabwärts des Kometenkerns, werden kurz in den Schweif beschleunigt und bewegen sich dann mit konstanter Endgeschwindigkeit, die niedriger als die Sonnenwindgeschwindigkeit ist. Die Knoten werden von Beginn an von Plasma durchströmt, d. h. die Knotengeschwindigkeit ist kleiner als die Ionengeschwindigkeit. Eine Analyse der Kräfte zeigt, dass magnetischer Druck und Zug den wesentlichen Beitrag zur Bildung und Dynamik der Knoten leistet. In einem einfachen eindimensionalen Modell wurde dieses Ergebnis geprüft.

In this work, the dynamics of structures (density enhancements, knots) in a cometary plasma tail are treated in observation and simulation. We show observational data from comets Hale-Bopp (1997) and Austin (1990) and discuss the dynamics of structures and their density in the plasma tail. At comet Hale-Bopp, the densities of the observed structures lie in the range of 0.2 - 2 molecules (CO+) per ccm at distances of 5 - 10 million km from the nucleus. At comet Austin, periodical knot structures were observed that are accelerated by a mean acceleration rate of 1 m/s2. To simulate tail structures we used a bi-ion-MHD-model in 3D. Most of the simulation results show periodical knot structures in the tail. The knots origin (without changes in the solar wind parameters!) on the downstream side of the nucleus and are accelerated in the tail where they move with constant volocity - slower than the solar wind velocity. A flux through the knots exists from the very beginning of their existence: The knot velocity is slower than the ion velocity through the knots. The analysis of the forces showes that magnetic pressure and magnetic tension are the main terms responsable for the origin and the dynamics of the knots. In a simple 1D-model this result was veryfied.

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Fischer, Christian: Beobachtung und Simulation von Strukturen im Plasmaschweif eines Kometen. 1999.

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