Die Struktur der Sonnenkorona und des Sonnenwindes ist eine Konsequenz der Wechselwirkung zwischen nach außen strömendem koronalem Plasma und dem Magnetfeld. In der inneren Korona is die Sonnenwindausbreitungsgeschwindigkeit Unterschallbereich und ebenso sub-Alfvénisch. Der schnelle Sonnenwind tritt im allgemeinen bei koronalen Löchern auf, wobei dort das Magnetfeld in den umgebenden Raum hinaus offen ist, wohingegen der langsame Sonnenwind im Bereich der sogenannten "coronal streamer" auftritt. Dort sind die Magnetfeldlinien geschlossen (beide Fußpunkte auf der Sonne).
Wir verwenden ein stationäres globales axisymmetrisches magnetohydrodynamisches Modell, um die Sonnenkorona und den Sonnenwind zwischen den Grenzen von einem Sonnenradius und fünf astronomischen Einheiten zweidimensional zu simulieren. Das Modell wurde von Dr. Usmanov (Staatliche Universität St. Petersburg, Russland; derzeit GSFC, NASA, Vereinigte Staaten von Amerika) entwickelt und basiert auf der Annahme, dass sich nach außen ausbreitende Alfvénwellen die notwendige Aufheizung und Beschleunigung der Plasmaströmung verursachen bzw. unterstützen. Die Modellsimulationen mit der Berücksichtigung dieser Wellenheizung stimmen mit den Plasmaparameter, welche im schnellen Sonnenwind gemessen werden, gut überein.
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