Warum ist das Feld spiralig?

Die Sonne rotiert, der Wind trägt die Linien radial fort. Der Fußpunkt wandert in der Länge schneller, als sich die Linie „abwickelt“ — das interplanetare Feld wickelt sich zur Spirale.

Was bedeutet tan ψ = Ωr/v_sw?

Im Abstand r ist die Mitrotationsgeschwindigkeit Ωr mit dem Abtransport v_sw vergleichbar — das Verhältnis setzt den Anteil der azimutalen Komponente B_φ relativ zu B_r.

Warum ist ψ ≈ 45° bei der Erde?

Bei v_sw ~ 400 km/s und einer Periode von ~27 d sind auf 1 AE die Größen Ωr und v_sw vergleichbar, daher liegt ψ bei etwa 45°.

Breitenabhängigkeit, schneller und langsamer Wind, v_sw(r), Sektorpolarität und koronale Massenauswürfe.

Parker-Spirale (Sonnenwind)

Sonnenrotation und radialer Wind: interplanetares B mit der Spirale tan ψ = Ωr/v_sw, Feldlinien (Draufsicht), ψ(r) und Abfall von |B|.

Zum Modell

Die Parker-Spirale beschreibt, wie das interplanetare Magnetfeld durch die Sonnenrotation und den radialen Abtransport im Sonnenwind zu einer Helix aufgewickelt wird. Eine in der Photosphäre verankerte Linie wird mit der Geschwindigkeit v_sw fortgetragen, während die Sonne mit der Winkelgeschwindigkeit Ω rotiert; in der Äquatorebene gilt für den Spiralwinkel ψ (zwischen Radialrichtung und Feld) tan ψ = Ω r / v_sw. Die heliographische Länge einer Linie wächst gemäß φ − φ₀ = Ω (r − R☉) / v_sw — in der Draufsicht entstehen die bekannten Spiralen. Die Radialkomponente B_r fällt etwa wie 1/r², die azimutale wächst mit dem Abstand, und |B| übertrifft B_r bei großen r. Bei der Erde (1 AE) liegt ψ bei v_sw ≈ 400 km/s und einer Rotationsperiode von ~27 d nahe bei 45°. Auf dem Bildschirm: Spiralen, radiale Windpfeile, Vektoren B und Graphen von ψ(r) sowie ein schematisches |B|/|B|(1 AE) bei B_r ∝ 1/r². Konstantes v_sw und starre Rotation — ohne Breitenstruktur und ohne koronalen Massenauswurf.

Für wen: Weltraumphysik und Sonne–Erde-Kopplung nach dem Dipolfeld: interplanetares Feld und Spiralwinkel.

Wichtige Begriffe

Parker-Spirale
Sonnenwind
interplanetares Magnetfeld
Sonnenrotation
Spiralwinkel
heliosphärisches Feld
astronomische Einheit

So funktioniert es

Spiralwinkel der Parker-Spirale: tan ψ = Ω r / v_sw, heliographische Länge φ − φ₀ = Ω(r − R☉)/v_sw. Links Spiralen und Vektoren B in der Äquatorebene, Bahn 1 AE; rechts ψ(r) und der schematische Abfall von |B|. Bei v_sw ≈ 400 km/s liegt ψ bei der Erde nahe 45°.

Häufige Fragen

Warum ist das Feld spiralig?: Die Sonne rotiert, der Wind trägt die Linien radial fort. Der Fußpunkt wandert in der Länge schneller, als sich die Linie „abwickelt“ — das interplanetare Feld wickelt sich zur Spirale.
Was bedeutet tan ψ = Ωr/v_sw?: Im Abstand r ist die Mitrotationsgeschwindigkeit Ωr mit dem Abtransport v_sw vergleichbar — das Verhältnis setzt den Anteil der azimutalen Komponente B_φ relativ zu B_r.
Warum ist ψ ≈ 45° bei der Erde?: Bei v_sw ~ 400 km/s und einer Periode von ~27 d sind auf 1 AE die Größen Ωr und v_sw vergleichbar, daher liegt ψ bei etwa 45°.
Was fehlt?: Breitenabhängigkeit, schneller und langsamer Wind, v_sw(r), Sektorpolarität und koronale Massenauswürfe.

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