Der sonnennächste Planet Merkur besitzt ähnlich wie die Erde ein intrinsisches Magnetfeld das als Hindernis für den Sonnenwind wirkt. Im Gegensatz zur Erde ist er jedoch nicht von einer dichten Atmosphäre umgeben. Zurzeit ist Merkur aufgrund der stattfindenden MESSENGER Mission der NASA und der für das Jahr 2013 geplanten BEPI-COLOMBO Mission der ESA von besonderem Interesse. Zahlreiche physikalischen Größen sind noch nicht im Detail bekannt, wie z.B. die genaue Stärke und Ausrichtung des intrinsischen Magnetfelds.
Darüber hinaus ist bis heute der Einfluss der dünnen Natrium Atmosphäre auf Merkurs Plasmaumgebung nicht endgültig geklärt. Simulationen können bei der Beantwortung dieser offenen Fragen helfen. Deswegen wurden anhand von A.I.K.E.F. Simulationen der Plasmaumgebung von Merkur durchgeführt und die Ergebnisse mit den von MESSENGER gemessenen Daten verglichen.
© NASA
Das untere Bild zeigt Schnittebenen durch die dreidimensionale Simulationsgeometrie. Farbkodiert dargestellt ist die Magnetfeldstärke. Die grün gekennzeichnete Ebene wird als polare Schnittebene bezeichnet, die gelbe als equatoriale Schnittebene. Die rote Linie markiert die Trajektorie des MESSENGER Vorbeifluges des 14. Januar 2008.
Aufgrund der hohen Sonnenwindgeschwindigkeit bildet sich vor Merkur eine stehende Schockwelle, die sog. Bugstoßwelle. Innerhalb der angrenzenden Magnetosheath wird das Plasma stark abgebremst, aufgeheizt und um Merkur herum gelenkt. Der innere Bereich, die sog. Magnetosphäre, ist nahezu frei von Sonnenwindplasma. Entlang seiner Trajektorie wurden von MESSENGER Magnetfeldmessungen durchgeführt.
An Bugstoßwelle (BS) und Magnetopause (MP) können charakterische Sprünge beobachtent werden. Die Abbildung rechts zeigt die Messungen (blau) für den Betrag und die Komponenten des Magnetfeldes im Vergleich zu den Simulations- ergebnissen (rot). Es ergeben sich nur geringe Abweichungen, die vermutlich auf das zur Zeit noch nicht genau bekannte intrinsische Magnetfeld Merkurs und unbekannnte Größen des anströmenden Sonnenwindes zurückzuführen sind.
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Zukünftige Simulationen und Vergleiche mit Messungen weiterer Vorbeflüge werden dabei helfen, ensprechende Größen genauer zu ermitteln und die Wechselwirkung besser zu verstehehn.
Die Animation links zeigt das Magnetfeld |B|, die Sonnenwindgeschwindigkeit |U|, die Stromdichte |J| und die Sonnenwinddichte in der polaren Schnittebene. Die Stromdichte dient zugleich als Kriterium zur Wahl der Gitterauflösung: je höher der Strom, desto höher die Auflösung. Anhand schwarzer Recktecke ist die Struktur des numerischen Gitters über der Stromdichte dargestellt.
Jedes Rechteck umfasst zahlreiche Gitterknoten, auf denen die Strömung berechnet wird. In der höchsten Auflösung beträgt der Abstand zwischen zwei Gitterknoten etwa 1% des Durchmessers von Merkur.
Dargestellt in der Animation rechts sind die selben Größen wie in obiger Animation, diesmal jedoch für die equatoriale Schnittebene. Anhand der über der Stromdichte abgebildeten Blockstruktur läßt sich nachvollziehen, wie sich das Gitter dynamisch inhomogenen Bereichen anpasst. Insbesondere die Stromsysteme der Bugstoßwelle und Magnetopause werden hoch aufgelöst.
Die Animation links zeigt Magnetfeldstärke- und Feldlinien in der ploaren Schnittebene für Merkurs Dipolfeld (schwarz) und das interplanetare Magnetelde (IMF, violett). Das IMF liegt schief in der Ebene, wodurch die asymetrische Geometrie zustande kommt. Im unteren Bereich entsteht ein paralleler-, im oberen ein senkrechter Schock.
Dargestellt sind Feldlinien von IMF und Merkurs Dipolfeld in der equatorialen Schnittebene. Auch in dieser Schnittebene liegt das IMF schief. Im oberen Breich bildet sich ein quasi paraller Schock. Dort können sich Feldlinien des IMFs mit denen des Dipolfeldes verbinden (Rekonnektion).
Besonders gut läßt sich die Struktur des quasi parallelen Schocks in einer dreidimensionalen Darstellung erkennen. Stehen die Feldlinien des IMFs parallel zur Schocknormalen, werden sie stark deformiert und die Magnetfeldstärke sinkt drastisch ab. In dieser Region kann Sonnenwindplasma in die Magnetosphäre eintreten.
Schließlich ist eine 3D-Animation der Blöcke maximaler Auflösung dargestellt. Zu Beginn der Simulation wird nur in unmittelbarer Umgebung Merkurs eine hohe Auflösung verwendet. Das Gitter entwickelt sich mit der Zeit und passt sich Strukturen wie Bugstoßwelle und Magnetopause an. Ein statisches Gitter mit konstanter Auflösung würde ein Vielfaches der Rechenkapazität benötigen.