Das Magnetfeld der Sonne ist kein einfaches statisches Dipolfeld, sondern weist
wesentlich kompliziertere Strukturen auf. Wenn Rekonnexion die Topologie eines
Feldlinienbündels verändert, wird viel Energie frei, die zuvor im Magnetfeld
gespeichert war. Das abgetrennte Bündel wird mit dem damit verbundenen Plasma
mit großer Geschwindigkeit durch die Korona
von der Sonne weg bewegen. Dieser Vorgang wird als koronaler Massenauswurf
bezeichnet. Da diese Bewegung mit Geschwindigkeiten deutlich über der
Alfv\'en-Geschwindigkeit, der kritischen Geschwindigkeit im Sonnenwind,
erfolgen kann, bildet sich eine Schockfront, die durch den Sonnenwind
propagiert.
Satelliten, die die Bedingungen im Sonnenwind beobachten, detektieren beim
Auftreten solcher Schockfronten einen erhöhten Fluss von hochenergetischen
Teilchen. Mit Radioinstrumenten empfängt man zeitgleich elektromagnetische
Phänomene, die als Radiobursts bezeichnet werden, und ebenfalls für die
Anwesenheit energiereicher Teilchen sprechen. Daher, und aufgrund von
theoretischen Überlegungen liegt es nahe, anzunehmen, daß Teilchen an der
Schockfront beschleunigt werden können.
Die Untersuchung der Teilchenbeschleunigung an kollisionsfreien Schockfronten
ist aber noch aus einem zweiten Grund interessant. Die Erde wird kontinuierlich
von hochenergetischen Teilchen, die aus historischen Gründen als kosmische
Strahlung bezeichnet werden, erreicht. Die gängige Theorie für deren Herkunft
besagt, daß zumindest der galaktische Anteil durch die Beschleunigung an
Schockfronten, die durch Supernovae ausgelöst wurden, bis zu den beobachteten
hohen Energien gelangt sind. Das Problem bei der Untersuchung der Herkunft der
kosmischen Strahlung ist jedoch, daß die Schockfronten um Supernovaüberreste
aufgrund der großen Entfernung nicht direkt beobachtbar sind.
Es liegt dementsprechend nahe, die Schockbeschleunigung an den wesentlich
näheren und besser zu beobachtenden Schocks im Sonnensystem zu studieren, um so
Modelle und Simulationen entwickeln und testen zu können.
Die vorliegende Arbeit beschäftigt sich daher mit Simulationen von
Schockfronten mit Parametern, die etwa denen von CME getriebenen Schocks
entsprechen. Um die Entwicklung der Energieverteilung der Teilchen zu studieren,
ist ein kinetischer Ansatz nötig. Dementsprechend wurden die Simulationen mit
einem Particle-in-Cell Code durchgeführt. Die Herausforderung ist dabei die
große Spanne zwischen den mikrophysikalischen Zeit- und Längenskalen, die aus
Gründen der Genauigkeit und numerischen Stabilität aufgelöst werden müssen und
den wesentlich größeren Skalen, die die Schockfront umfasst und auf der
Teilchenbeschleunigung stattfindet.
Um die Stabilität und physikalische Aussagekraft der Simulationen
sicherzustellen, werden die numerischen Bausteine mittels Testfällen, deren
Verhalten bekannt ist, gründlich auf ihre Tauglichkeit und korrekte
Implementierung geprüft.
Bei den resultierenden Simulationen wird das Zutreffen von analytischen
Vorhersagen (etwa die Einhaltung der Sprungbedingungen) überprüft. Auch die
Vorhersagen einfacherer Plasmamodelle, etwa für das elektrostatischen
Potential an der Schockfront, das man auch aus einer Zwei-Fluid-Beschreibung
erhalten kann, folgen automatisch aus der selbstkonsistenten, kinetischen
Beschreibung. Zusätzlich erhält man Aussagen über das Spektrum und die Bahnen
der beschleunigten Teilchen. / The magnetic field of the sun is not a simple static dipole field but comprises
much more complicated structures. When magnetic reconnection changes the
topology of a structure the large amount of energy that was stored in the
magnetic field is released and can eject the remainder of the magnetic structure
and the plasma that is frozen to the magnetic field lines from the solar corona
at large velocities. This event is called a coronal mass ejection (CME). Given
that the upward motion happens at velocities larger than the local Alfv\'en
speed, the critical speed in the solar wind, the CME will act as a piston that
drives a shock front through the solar wind ahead of itself.
Satellites that monitor solar wind conditions detect an enhanced flux of high
energy particles associated with the shock front. Radio instruments typically
pick up bursts of electromagnetic emission, termed radio bursts, that are also
consistent with processes driven by energetic particles. Thus, and due to
theoretical considerations, it is safe to assume that particles can be
accelerated at the shock front.
Particle acceleration at collisionless shock fronts is an interesting topic for
another reason. Earth is constantly bombarded by very energetic particles
called (due to historical reasons) cosmic rays. The leading theory for the
production of at least the fraction of cosmic rays that originate in our galaxy
is acceleration at shock fronts, e.g. in super nova remnants. The large
distance and consequently limited observation of these shock fronts restrict
more detailed investigations.
It is therefore useful to study the process of shock acceleration at shocks in
the solar system that are much closer and more approachable to develop and test
models and simulation methods that can be applied in different regimes.
This dissertation aims at simulations of shock fronts with parameters that are
close to the ones occurring in CME driven shocks. Since the goal is the
investigation of the changing particle spectrum fully kinetic methods are
necessary and consequently a particle in cell code was developed and used. The
main challenge there is the large span of time and length scales that range
from the microscopic regime that has to be resolved to guarantee stability and
accuracy to the much larger scales of the entire shock fronts at which the
particle acceleration takes place.
To prove the numerical stability and suitability of the simulations to provide
physical results all numerical building blocks are tested on problems where the
correct behavior is known to verify the correct implementation.
For validation purposes the results of the final shock simulations are compared
with analytic predictions (such as the jump conditions from magneto
hydrodynamics) and predictions of simpler plasma models (such as the cross
shock potential that can be derived from two fluid theory). Finally results
that can only be obtained from a self consistent, fully kinetic model, such as
particle spectra and trajectories, are discussed.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:uni-wuerzburg.de/oai:opus.bibliothek.uni-wuerzburg.de:11902 |
| Date | January 2015 |
| Creators | Kilian, Patrick |
| Source Sets | University of Würzburg |
| Language | deu |
| Detected Language | German |
| Type | doctoralthesis, doc-type:doctoralThesis |
| Format | application/pdf |
| Rights | https://opus.bibliothek.uni-wuerzburg.de/doku/lic_ohne_pod.php, info:eu-repo/semantics/openAccess |
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