Bochum, Univ., Diss., 2003. / Computerdatei im Fernzugriff.

Bochum, Univ., Diss., 2003. / Computerdatei im Fernzugriff.

Bochum, University, Diss., 2003.

Stuttgart, Univ., Diss., 2001.

Stuttgart, Univ., Diss., 2000.

Bayreuth, Univ., Diss., 2009

Stuttgart, Univ., Diss., 2004.

No description available.

The Sun is surrounded by a 10^6 K hot atmosphere, the corona. The corona and the solar wind are fully ionized, and therefore in the plasma state. Magnetic fields play an important role in a plasma, since they bind electrically charged particles to their field lines. EUV spectroscopes, like the SUMER instrument on-board the SOHO spacecraft, reveal a preferred heating of coronal ions and strong temperature anisotropies. Velocity distributions of electrons can be measured directly in the solar wind, e.g. with the 3DPlasma instrument on-board the WIND satellite. They show a thermal core, an anisotropic suprathermal halo, and an anti-solar, magnetic-field-aligned, beam or "strahl". For an understanding of the physical processes in the corona, an adequate description of the plasma is needed. Magnetohydrodynamics (MHD) treats the plasma simply as an electrically conductive fluid. Multi-fluid models consider e.g. protons and electrons as separate fluids. They enable a description of many macroscopic plasma processes. However, fluid models are based on the assumption of a plasma near thermodynamic equilibrium. But the solar corona is far away from this. Furthermore, fluid models cannot describe processes like the interaction with electromagnetic waves on a microscopic scale. Kinetic models, which are based on particle velocity distributions, do not show these limitations, and are therefore well-suited for an explanation of the observations listed above. For the simplest kinetic models, the mirror force in the interplanetary magnetic field focuses solar wind electrons into an extremely narrow beam, which is contradicted by observations. Therefore, a scattering mechanism must exist that counteracts the mirror force. In this thesis, a kinetic model for electrons in the solar corona and wind is presented that provides electron scattering by resonant interaction with whistler waves. The kinetic model reproduces the observed components of solar wind electron distributions, i.e. core, halo, and a "strahl" with finite width. But the model is not only applicable on the quiet Sun. The propagation of energetic electrons from a solar flare is studied, and it is found that scattering in the direction of propagation and energy diffusion influence the arrival times of flare electrons at Earth approximately to the same degree. In the corona, the interaction of electrons with whistler waves does not only lead to scattering, but also to the formation of a suprathermal halo, as it is observed in interplanetary space. This effect is studied both for the solar wind as well as the closed volume of a coronal magnetic loop. The result is of fundamental importance for solar-stellar relations. The quiet solar corona always produces suprathermal electrons. This process is closely related to coronal heating, and can therefore be expected in any hot stellar corona. In the second part of this thesis it is detailed how to calculate growth or damping rates of plasma waves from electron velocity distributions. The emission and propagation of electron cyclotron waves in the quiet solar corona, and that of whistler waves during solar flares, is studied. The latter can be observed as so-called fiber bursts in dynamic radio spectra, and the results are in good agreement with observed bursts. / Die Sonne ist von einer 10^6 K heißen Atmosphäre, der Korona, umgeben. Sie ist ebenso wie der Sonnenwind vollständig ionisiert, also ein Plasma. Magnetfelder spielen in einem Plasma eine wichtige Rolle, da sie elektrisch geladene Teilchen an ihre Feldlinien binden. EUV-Spektroskope, wie SUMER auf der Raumsonde SOHO, zeigen eine bevorzugte Heizung koronaler Ionen sowie starke Temperaturanisotropien. Geschwindigkeitsverteilung von Elektronen können im Sonnenwind direkt gemessen werden, z.B. mit dem 3DPlasma Instrument auf dem Satelliten WIND. Sie weisen einen thermischen Kern, einen isotropen suprathermischen Halo, sowie einen anti-solaren, magnetfeldparallelen Strahl auf. Zum Verständnis der physikalischen Prozesse in der Korona wird eine geeignete Beschreibung des Plasms benötigt. Die Magnetohydrodynamik (MHD) betrachtet das Plasma einfach als elektrisch leitfähige Flüssigkeit. Mehrflüssigkeitsmodelle behandeln z.B. Protonen und Elektronen als getrennte Fluide. Damit lassen sich viele makroskopische Vorgänge beschreiben. Fluidmodelle basieren aber auf der Annahme eines Plasmas nahe am thermodynamischen Gleichgewicht. Doch die Korona ist weit davon entfernt. Ferner ist es mit Fluidmodellen nicht möglich, Prozesse wie die Wechselwirkung mit elektromagnetischen Wellen mikroskopisch zu beschreiben. Kinetische Modelle, die Geschwindigkeitsverteilungen beschreiben, haben diese Einschränkungen nicht und sind deshalb geeignet, die oben genannten Messungen zu erklären. Bei den einfachsten Modellen bündelt die Spiegelkraft im interplanetaren Magnetfeld die Elektronen des Sonnenwinds in einen extrem engen Strahl, im Widerspruch zur Beobachtung. Daher muss es einen Streuprozess geben, der dem entgegenwirkt. In der vorliegenden Arbeit wird ein kinetisches Modell für Elektronen in der Korona und im Sonnenwind präsentiert, bei dem die Elektronen durch resonante Wechselwirkung mit Whistler-Wellen gestreut werden. Das kinetische Modell reproduziert die beobachteten Bestandteile von Elektronenverteilungen im Sonnenwind, d.h. Kern, Halo und einen Strahl endlicher Breite. Doch es ist nicht nur auf die ruhige Sonne anwendbar. Die Ausbreitung energetischer Elektronen eines solaren Flares wird untersucht und dabei festgestellt, dass Streuung in Ausbreitungsrichtung und Diffusion in Energie die Ankunftszeiten von Flare-Elektronen bei der Erde in etwa gleichem Maße beeinflussen. Die Wechselwirkung von Elektronen mit Whistlern führt in der Korona nicht nur zu Streuung, sondern auch zur Erzeugung eines suprathermischen Halos, wie er im interplanetaren Raum gemessen wird. Dieser Effekt wird sowohl im Sonnenwind als auch in einem geschlossenen koronalen Magnetfeldbogen untersucht. Das Ergebnis ist von fundamentaler Bedeutung für solar-stellare Beziehungen. Die ruhige Korona erzeugt stets suprathermische Elektronen. Dieser Prozeß ist eng mit der Koronaheizung verbunden, und daher in jeder heißen stellaren Korona zu erwarten. Im zweiten Teil der Arbeit wird beschrieben, wie sich aus der Geschwindigkeitsverteilung der Elektronen die Dämpfung oder Anregung von Plasmawellen berechnen lässt. Die Erzeugung und Ausbreitung von Elektronenzyklotronwellen in der ruhigen Korona und von Whistlern während solarer Flares wird untersucht. Letztere sind als sogenannte fiber bursts in dynamischen Radiospektren beobachtbar, und die Ergebnisse stimmen gut mit beobachteten Bursts überein.

Die in dieser Arbeit vorgestellten Studien untersuchen verschiedene Ansätze für die Analyse von spektroskopischen Daten für die Erforschung anderer Himmelskörper. Der Fokus lag hierbei auf der laserinduzierten Plasmaspektroskopie (LIBS, engl. laser-induced breakdown spectroscopy), aber auch Daten der Raman-Spektroskopie wurden analysiert. Das erste extraterrestrisch eingesetzte LIBS Instrument, ChemCam, auf dem Mars Science Laboratory (MSL) der NASA untersucht die Marsoberfläche seit 2012 und weitere Missionen mit LIBS und Raman Instrumenten zum Mars sind geplant. Neben analytischen Ansätzen wurden statistische Methoden, die als multivariate Datenanalysen (MVA) bekannt sind, verwendet und evaluiert. In dieser Arbeit werden insgesamt vier Studien vorgestellt. In der ersten Studie wurde die Normalisierung von LIBS Daten mit Plasmaparametern, also der Plasmatemperatur und der Elektronendichte, untersucht. In der zweiten Studie wurden LIBS Messungen unter Vakuumbedingungen im Hinblick auf den Ionisierungsgrad des Plasmas untersucht. In der dritten Studie wurden MVA Methoden wie die Hauptkomponentenanalyse (PCA) und die partielle Regression kleinster Quadrate (PLS-R) zur Identifizierung und Quantifizierung von Halogenen mittels molekularer Emissionen angewandt. Die Ergebnisse sind vielversprechend, da es möglich war z.B. Chlor in einem ausgewählten Konzentrationsbereich zu quantifizieren. In der letzten Studie wurden LIBS-Daten mit komplementären Raman-Daten von Mars relevanten Salzen in einem low-level Datenfusionsansatz kombiniert. Es wurden MVA Methoden angewandt und auch Konzepte der high-level Datenfusion implementiert. Mit der low-level LIBS und Raman Datenfusion konnten im Vergleich zu den einzelnen Techniken mehr Salze richtig identifiziert werden. Der Gewinn durch die low-level Datenfusion ist jedoch vergleichsweise gering und für konkrete Missionen müssen individuelle und angepasste Strategien für die gemeinsame Analyse von LIBS und Raman-Daten gefunden werden. / The studies presented in this thesis investigate different data analysis approaches for mainly laser-induced breakdown spectroscopy (LIBS) and also Raman data in the context of planetary in-situ exploration. Most studies were motivated by Mars exploration due to the first extraterrestrially employed LIBS instrument ChemCam on NASA's Mars Science Laboratory (MSL) and further planned LIBS and Raman instruments on upcoming missions to Mars. Next to analytical approaches, statistical methods known as multivariate data analysis (MVA) were applied and evaluated. In this thesis, four studies are presented in which LIBS and Raman data analysis strategies are evaluated. In the first study, LIBS data normalization with plasma parameters, namely the plasma temperature and the electron density, was studied. In the second study, LIBS measurements in vacuum conditions were investigated with a focus on the degree of ionization of the LIBS plasma. In the third study, the capability of MVA methods such as principal component analysis (PCA) and partial least squares regression (PLS-R) for the identification and quantification of halogens by means of molecular emissions was tested. The outcomes are promising, as it was possible to distinguish apatites and to quantify chlorine in a particular concentration range. In the fourth and last study, LIBS data was combined with complementary Raman data in a low-level data fusion approach using MVA methods. Also, concepts of high-level data fusion were implemented. Low-level LIBS and Raman data fusion can improve identification capabilities in comparison to the single datasets. However, the improvement is comparatively small regarding the higher amount of information in the low-level fused data and dedicated strategies for the joint analysis of LIBS and Raman data have to be found for particular scientific objectives.