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Bitte beziehen Sie sich beim Zitieren dieses Dokumentes immer auf folgende
URN: urn:nbn:de:bsz:25-opus-59297
URL: http://www.freidok.uni-freiburg.de/volltexte/5929/


Rezaei, Reza

Magnetic coupling of the solar photosphere and chromosphere

Magnetische Wechselwirkung zwischen Photosphäre und Chromosphäre

Dokument1.pdf (14.027 KB) (md5sum: 9fe531d71cda54a183bf56a2428baad9)

Kurzfassung in Englisch

The solar surface outside sunspots and active regions, i.e., the quiet Sun, shows the ubiquitous pattern of granulation in the photosphere. The quiet solar photosphere harbors small-scale magnetic structures inside and between granules. This thesis presents thermodynamic properties of the small-scale magnetic flux concentrations in the quiet Sun using high spatial and temporal resolution observations along with numerical simulations. Spectral line profiles of the Fe I 630 nm pair and Ca II H were used to trace the photospheric and chromospheric layers of the magnetic elements.

In the presence of magnetic field spectral lines split and are polarized via the Zeeman effect. The difference of a spectral line profile, measured in left and right circular polarized light, is a Stokes-V profile with two lobes. In the absence of any gradients of velocity or magnetic field along the line of sight, Stokes-V profiles are anti-symmetric. The different area of the two lobes, the Stokes-V area asymmetry, provides information about the gradients of the magnetic and velocity fields along the line of sight.
Comparing high resolution spectropolarimetric data with synthetic maps of a 3D MHD simulation, we found several magnetic elements in the photosphere showing a central region of negative Stokes-V area asymmetry surrounded by a peripheral region with larger positive asymmetry.
This finding was the first observational confirmation of the existence of a sharp boundary layer between magnetic elements and their immediate surroundings. Such boundary layers had been theoretically predicted ten years go. Furthermore, we found for the first time two Stokes-V profiles of the Fe I 630 nm line pair in a single spectrum showing opposite magnetic polarities. These two lines form in slightly different layers, so they trace the magnetic field in different geometrical heights.
The temporal evolution of these profiles showed a magnetic flux cancellation, suggesting a magnetic reconnection in the photosphere. A 1D numerical model that reproduced the observed profiles was interpreted as an indication for the magnetic reconnection. To verify the existence of vigorous gradients in the magnetic and thermal properties of the atmosphere as suggested by the cancellation event, extreme cases of asymmetry in Stokes-V profiles, i.e., profiles with only one lobe instead of two, were found in a arge sample of data. We find strong evidence for concentrated magnetic flux tructures with sharp boundaries sustaining a strong gradient or a discontinuity in thermodynamic parameters. In other words, we find current sheets in boundary layers which separate magnetic from non-magnetic plasma. This supports the existence of structured magnetic entities like flux tubes.

The second part of this thesis was devoted to study the thermal structure of the chromosphere and its relation to underlying photospheric magnetic flux concentrations. The Ca II H line is one of the strongest absorption lines in the visible solar spectrum. Generally, there are two emission peaks~(H_{2v} and H_{2r}) on either side of the line core which form in the chromosphere.
The existence of the emission peaks implies a temperature rise in the hromosphere. Parts of the line outside these two emission peaks mainly form in the photosphere. The integrated intensity in a 0.1 nm band around the core which contains the two emission peaks is a measure for the chromospheric emission. The minimum chromospheric emission is as large as half of the average emission.
We found that the chromospheric emission in excess to the minimum emission scales with the magnetic flux density. To establish a relation between the hromospheric emission and temperature, we looked for the Ca II H line profiles without any emission peak at H_{2v} and H_{2r} wavelengths. A quarter of the observed calcium profiles did not show any emission peak. A comparison of these profiles with synthesized calcium profiles of one-dimensional time-independent models provides strong indication for chromospheric temperatures cooler than that of the spatially and temporally averaged quiet Sun. Our results suggest that a large fraction of the solar chromosphere consists of hot plasma, T > 10000 K. Beside this, there is a smaller fraction which is cooler than the nderlying photosphere, T < 5000 K, but cannot be much cooler than, e.g., 2000\,K.


Kurzfassung in Deutsch

Die Sonnenoberfläche weist auß erhalb von Sonnenflecken und aktiven Regionen das allgegenwärtige Muster der Granulation auf. Die ruhige Photosphäre beherbergt kleine magnetische Strukturen zwischen und innerhalb von Granulen. Diese Doktorarbeit präsentiert die thermodynamischen Eigenschaften dieser kleinen magnetischen Fluss konzentrationen der ruhigen Sonne anhand von Beobachtungen mit hoher räumlicher und zeitlicher Auflösung und mit Hilfe numerischer Simulationen.

Dazu wurden Spektren eine Absorptionslinienpaares bei 630 nm und von Ca II H verwendet, um die magnetischen Elemente sowohl in der Photosphäre als auch in der Chromosphäre untersuchen zu können. In Gegenwart eines Magnetfeldes sind die Spektrallinien durch den Zeeman-Effekt aufgespalten und polarisiert. Die Differenz der Spektrallinienprofile von links- und rechtszirkular polarisiertem Licht ergibt ein sogenanntes Stokes-V-Profil mit zwei Scheitelpunkten. Die stokes-V-Profile sind antisymmetrisch, solange es keine Geschwindigkeits- oder Magnetfeldgradienten entlang der Sichtlinie gibt. Die gemessene Stokes- -Asymmetrie ist ein Indikator für die Gradienten der magnetischen Felder und der
Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie. Bei unserer Untersuchung fanden wir
mehrere magnetische Elemente in der Photosphäre mit einer negativen Stokes-V-Asymmetrie, umgeben von einem Randgebiet mit größerer positiver Asymmetrie. Dazu wurden hochaufgelöste Spektropolarimetriedaten mit synthetischen Karten einer 3D-MHD-Simulation verglichen.

Diese Entdeckung ist die erste experimentelle Bestätigung der Existenz einer scharfen Grenzschicht zwischen den magnetischen Elementen und ihrer direkten Umgebung, die bereits zehn Jahre zuvor von der Theorie vorhergesagt wurde. Außerdem wurden zum ersten Mal zwei Stokes-V-Profile des Fe I 630 m-Linienpaares gefunden, die unterschiedliche magnetische Polaritäten innerhalb eines Spektrums aufweisen. Die beiden Linien entstehen in unterschiedlichen Schichten und lassen daher Aussagen über magnetische Polaritäten in verschiedenen Höhen zu. Eine Untersuchung der zeitlichen Entwicklung dieser Profile förderte eine Auslöschung des magnetischen Flusses zutage, ein starker Hinweis auf magnetische Rekonnektion in der Photosphäre. Ein eindimensionales numerisches Modell konnte unter Berücksichtigung dieses Effektes die beobachteten Profile reproduzieren, was die Annahme der magnetischen Rekonnektion weiter untermauert. Um die Existenz starker magnetischer und thermaler Gradienten in der Atmosphäre zu verifizieren, wurden Profile mit extrem ausgeprägter Asymmetrie untersucht, beispielsweise Profile mit nur einem statt zwei Scheitelpunkten. Wir fanden dabei überzeugende Anhaltspunkte für konzentrierte magnetische Flussstrukturen mit scharfen Grenzen, die einen starken Gradienten oder eine Diskontinuität der thermodynamischen Parameter aufweisen. Mit anderen Worten: Es wurden Stromschichten entdeckt, die magnetisches Plasma von nicht-magnetischem trennen.

Der zweite Teil dieser Doktorarbeit widmet sich der thermischen Struktur der Chromosphäre und ihrer Beziehung zu magnetischen Flusskonzentrationen in der darunterliegenden Photosphäre. Dabei fand die Ca II H-Spektrallinie Verwendung, die eine der stärksten Absorptionslinien im sichtbaren Spektrum der Sonne darstellt. Sie weist im Normalfall zwei Emissionspeaks zu beiden Seiten des Linienkerns auf, die beide in der Chromosphäre entstehen.
Die auß erhalb dieser Emissionspeaks liegenden Teile des Spektrums stammen hauptsächlich aus der Photosphäre. Die Gesamtintensität in einem Intervall von 0,1 nm um den Linienkern ist daher ein Maß für die Emission der Chromosphäre. Die minimale chromosphärische Emission beträgt etwa die Hälfte der durchschnittlichen Emission. Wir fanden heraus, dass die über diesem Minimalwert liegende chromosphärische Emission proportional zur magnetischen Flussdichte ist. Um eine Beziehung zwischen der Temperatur und der chromosphärischen Emission herzustellen, untersuchten wir Ca II H-Profile ohne jeglichen Emissionspeak, was in etwa für ein Viertel der Profile der Fall war. Ein Vergleich mit synthetischen Calcium-Profilen aus eindimensionalen und zeitunabhängigen Simulationen ergab, dass die chromosphärischen Temperaturen unterhalb derer der zeitlich und räumlich gemittelten ruhigen Sonne liegen.
Unsere Ergebnisse legen nahe, dass ein großer Anteil der solaren Chromosphäre aus heißem Plasma besteht (T > 10000 K). Daneben gibt es Bereiche, die kühler sind (T < 5000 K) als die darunterliegende Photosphäre, jedoch keinesfalls im Bereich von 2000 K.


SWD-Schlagwörter: Photosphäre , Chromosphäre
Freie Schlagwörter (deutsch): Magnetfeld der Sonne , Spektropolarimetrie
Freie Schlagwörter (englisch): solar magnetic field , photosphere , chromosphere , spectropolarimetry
PACS Klassifikation 96.60.Hv , 96.60.Mz , 96.60.Na , 96.60.-j
Institut: Physikalisches Institut
Fakultät: Fakultät für Mathematik und Physik
DDC-Sachgruppe: Physik
Dokumentart: Dissertation
Erstgutachter: Schmidt, Wolfgang (Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 08.10.2008
Erstellungsjahr: 2008
Publikationsdatum: 20.11.2009
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