The physical structure of coronal holes
Description
The longitudinal geometrical structure of solar wind streams as observed at the orbit of earth is governed by two mechanisms - solar rotation and, most importantly, the geometry of the inner coronal magnetic fields. Here, we study the influence of the latter for the polar coronal hole observed by Skylab in 1973 and modeled by Munro and Jackson (1977). The influence of coronal heating on the properties of the solar wind in this geometry is also investigated. To do this, a crude exponentially damped heating function similar to that used by Kopp and Orrall (1976) is introduced into the solar wind equations. We find that increased heating produces higher temperatures in the inner corona but has little effect upon the temperature at 1 A.U. However, the density at 1 A.U. is increased significantly due to the increase in scale height. The most surprising consequence of coronal heating is its effect on the solar wind velocity, being that the velocity at 1 A.U. is actually decreased by heating in the inner corona. Physical reasons for this effect are discussed. (orig./WL)
Availability note (English)
Available from Fachinformationszentrum Karlsruhe.Abstract (German)
Die longitudinale geometrische Struktur von Sonnenwindstroemen, wie sie von einer Erdumlaufbahn aus beobachtet wird, wird von zwei Mechanismen beherrscht - der Sonnenrotation und, als wichtigstes, der Geometrie der Magnetfelder der inneren Korona. Wir untersuchen hier den Einfluss der letzteren auf das polare Korana-Loch, das 1973 von Skylab beobachtet wurde, und fuer das Munro und Jackson (1977) ein Modell angegeben haben. Es wird auch der Einfluss einer Aufheizung der Korona auf die Eigenschaften des Sonnenwindes in dieser Geometrie untersucht. Dafuer wird eine grobe exponentiell gedaempfte Aufheitzungsfunktion aehnlich der von Kopp und Orrall (1976) benutzten in die Sonnenwindgleichungen eingefuehrt. Wir kommen zu dem Ergebnis, dass zunehmendes Aufheizen hoehere Temperaturen in der inneren Korona erzeugt, aber auf die Temperatur in 1 A.U. Entfernung wenig Einfluss ausuebt. Dagegen wird die Dichte in 1 A.U. Entfernung durch das Anwachsen der Skalenhoehe signifikant erhoeht. Die ueberraschendste Folge der Aufheizung der Korona ist ihre Wirkung auf die Geschwindigkeit des Sonnenwindes, die in einer tatsaechlichen Abnahme der Geschwindigkeit in 1 A.U. Entfernung bei Aufheizen der inneren Korona besteht. Es werden physikalische Gruende fuer diesen Effekt diskutiert. (orig./WL)Additional details
Additional titles
- Subtitle (English)
- Influence of magnetic fields and coronal heating
Publishing Information
- Imprint Pagination
- 24 p.
- Report number
- MPI-PAE/Astro--164
INIS
- Country of Publication
- Germany
- Country of Input or Organization
- Germany
- INIS RN
- 10453678
- Subject category
- S79: ASTROPHYSICS, COSMOLOGY AND ASTRONOMY;
- Resource subtype / Literary indicator
- Non-conventional Literature
- Descriptors DEI
- HEATING; MAGNETIC FIELDS; SOLAR CORONA; SOLAR WIND; SUN
- Descriptors DEC
- MAIN SEQUENCE STARS; SOLAR ACTIVITY; STARS
Optional Information
- Notes
- Submitted to Astron. Astrophys.