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Bitte beziehen Sie sich beim Zitieren dieses Dokumentes immer auf folgende
URN: urn:nbn:de:bsz:25-opus-69356
URL: http://www.freidok.uni-freiburg.de/volltexte/6935/


Bingert, Sven

Heating of the corona in a 3D MHD forward model approach

Untersuchung des Heizmechanismus der Korona in einem 3D MHD Modell

Dokument1.pdf (9.018 KB) (md5sum: 19a54702a2f7292bbd6d994725484cbb)

Kurzfassung in Englisch

Observations of the solar corona show loop-like structures formed by plasma at temperatures of one million degrees and higher. Since the solar surface is much cooler than the corona, a heating mechanism must be responsible for the high temperatures. The dissipation of magnetic fields in the corona could provide such a heating mechanism. However, the process of transforming magnetic energy into thermal energy is still not yet understood in detail. To investigate this process and its impact on the heating of the corona, we employ a three-dimensional magneto-hydrodynamical model. This numerical model synthesizes the temporal evolution of the magnetic field above an Active Region. It includes the solar atmosphere from the photosphere up to the corona. The magnetic field in the corona is braided by foot point motions in the photosphere. This is done imilarly to the braiding through granulation in reality. The stressed agnetic field induces currents which are then dissipated in the corona. This dea is known as the DC model (direct current) and was proposed by Parker in 1972. The model reaches a quasi-stationary state, i.e. the energy input by hotospheric motions is counterbalanced by radiative losses in the optically thin corona. As a result, the described heating process creates and sustains a hot corona with a temperature of one million degrees and higher. Persistent heating is created by single heating events randomly distributed in time - comparable to Nanoflares observed on the Sun. A statistical analysis of the heating events in our model results in a Nanoflare distribution as claimed by theory and observations. The is the first time that a complex numerical model self-consistently produces a Nanoflare distribution strong enough to maintain the high coronal temperatures.
We also investigated plasma properties along magnetic field lines. The results are comparable to known scaling laws, but they show a large spread. This is an ndication that the scaling laws are sensitive to the magnetic field infiguration at the solar surface. This means that in order to explain a corona or atmospheres above active stars, the scaling laws have to be treated with care.
We pursue the forward model approach and synthesize line emissions at different wavelengths. The differential emission measure can be used as a tool to compare our model with observations. An analysis shows that the temperature dependency of the differential emission measure in the model fits well to the values obtained by the interpretation of observational data. Therefore, one can justifiably assume that the average plasma properties in our model corona, such as temperature and density, are comparable to the plasma properties on the Sun.
When we look at the loop-like structures in the emission line of NeVIII in our model, they are seemingly not correlated with magnetic field lines. These Loops (intensity Loops) reveal that the corona is not entirely built of structures following magnetic field lines. Thus it might be possible that the emission from more active coronae is not mainly produced by loops following magnetic fieldlines.
The model presented in this thesis shows a great advantage of the forward model approach using complex three-dimensional numerical models: The results are directly comparable to observable quantities. The model corona in this 'ab initio' approach depends only on the MHD assumptions and the physical boundary conditions but not on the initial condition. The application of different boundary conditions allows us to investigate various phenomena in the solar corona. Hence, the model provides a crucial tool to critically evaluate the interpretation of observational data.


Kurzfassung in Deutsch

Beobachtungen der solaren Korona zeigen ein Plasma bei Temperaturen von mehreren Millionen Grad, angeordnet in bogenartigen Strukturen. Aktuelle Forschungsergebnisse weisen darauf hin, dass diese hohen Temperaturen, die weit über der Oberflächentemperatur der Sonne liegen, durch die Dissipation von Magnetfeldern erreicht werden. Der Prozess der Umwandlung von magnetischer zu thermischer Energie ist jedoch noch nicht im Detail verstanden. Dazu untersuchen wir in einem dreidimensionalen magneto-hydrodynamischen Modell den Prozess der koronalen Heizung. Dieses numerische Modell ist zeitabhängig und beschreibt die Entwicklung von Magnetfeldern über einer Aktiven Region. Es umfasst die Atmosphäre der Sonne von der Photosphäre bis zur Korona. Die Magnetfelder in der Korona werden an ihren Fußpunkten in der Photosphäre verdrillt. Dadurch entstehen Ströme, die anschließend dissipiert werden und damit die Korona aufheizen. Dies entspricht dem sogenannten DC-Prozess (Direct Current), wie er 1972 von Parker vorgeschlagen wurde. Das Modell ist in einem quasi-stationären Gleichgewicht, in dem die zugeführte Energie aus den ewegungen in der Photosphäre durch die Strahlungsverluste in der optisch dünnen Korona kompensiert wird.
Das Modell zeigt, dass der Heizungsprozess durch die Dissipation von Strömen eine Möglichkeit ist, um eine Korona mit einer Temperatur von mehreren Millionen Grad zu erzeugen. Untersuchungen der Heizraten in unserem Modell zeigen weitere interessante Details. Die Heizung findet auf kleinen Skalen mit zeitlich zufällig verteilten Ereignissen statt. Diese Ereignisse entsprechen Nanoflares auf der Sonne. Eine Betrachtung der Größenverteilung dieser Nanoflares zeigt, dass deren Verteilung mit Beobachtungen und Theorie vereinbar ist. Unser Modell erzeugte damit erstmals selbstkonsistent eine
solche Nanoflare-Verteilung.
Bei der Untersuchung der Plasmaeigenschaften entlang von Magnetfeldbögen zeigten sich Ähnlichkeiten zu bereits bekannten Skalengesetzen. Dabei ist jedoch eine große Streuung zu erkennen, was die Anwendbarkeit der Skalengesetze für beliebige Magnetfeldkonfigurationen in Frage stellt. Insbesondere bei der Anwendung auf stellare Koronen sollte eine veränderte magnetische Aktivität berücksichtigt werden.
Die synthetisierten Emissionslinien unserer Modellkorona zeigen eine gute Übereinstimmung mit Beobachtungen. Eine Analyse des Differentiellen Emissionsmaßes ergab eine Temperaturabhängigkeit, wie sie auch aus Beobachtungen abgeleitet wurde. Daher kann davon ausgegangen werden, dass die physikalischen Parameter der Modellkorona, wie z.B. Temperatur und Dichte, die Werte der realen solaren Korona realistisch abbilden. Bogenartige Strukturen, die bei der Betrachtung des Modells in der Emissionslinie Ne VIII zu sehen sind, scheinen nicht mit den Magnetfeldlinien zu korrelieren. Diese sogenannten iLoops (intensity Loops) weisen darauf hin, dass die Korona nicht nur aus Strukturen entlang von Magnetfeldern aufgebaut ist und damit das Konzept der Skalengesetze nur bedingt anwendbar ist.
Die vorgelegte Arbeit zeigt die Stärke der dreidimensionalen nummerischen Modelle, die Ergebnisse liefern welche direkt mit Beobachtungen verglichen werden können (Forward model approach). Durch die Verwendung verschiedener photosphärischer Randbedingungen können unterschiedliche Phänomene der solaren Korona untersucht werden. Unser Modell beschreibt Ergebnisse aus Beobachtungen ohne Annahmen zu machen die auf Beobachtungen basieren. Resultate des Modells beruhen nicht auf den Anfangsbedingung sondern ergeben sich aus den Grundannahmen der MHD und den physikalischen Randbedingungen.


SWD-Schlagwörter: Magnetohydrodynamik , Sonnenkorona , Sonne
Freie Schlagwörter (deutsch): Pencil Code , MHD , Plasma
Freie Schlagwörter (englisch): Pencil Code , MHD , plasma
PACS Klassifikation 96.60.P-
Institut: Physikalisches Institut
Fakultät: Fakultät für Mathematik und Physik
DDC-Sachgruppe: Physik
Dokumentart: Dissertation
Erstgutachter: Hardi, Peter (Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 29.09.2009
Erstellungsjahr: 2009
Publikationsdatum: 23.10.2009
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