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Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above a magnetically active region

dc.contributor.advisorPeter, Hardi Prof. Dr.
dc.contributor.authorBourdin, Philippe-André
dc.date.accessioned2014-07-15T09:13:54Z
dc.date.available2014-07-15T09:13:54Z
dc.date.issued2014-07-15
dc.identifier.urihttp://hdl.handle.net/11858/00-1735-0000-0022-5F1B-D
dc.identifier.urihttp://dx.doi.org/10.53846/goediss-4589
dc.description.abstractKontext: Die Sonnenkorona wird seit 1932 mit Koronographen beobachtet. Nur wenige Jahre später war klar, dass die Korona viel heißer ist als die sichtbare Sonnenoberfläche; seit dem ist der Mechanismus der koronalen Heizung ungeklärt. Viele Mechanismen wurden vorgeschlagen, die genügend Energie zur Basis der Korona liefern, es hat sich aber kein vollständig selbstkonsitentes Bild des Energietransports und der koronalen Dissipation etabliert. Ziele: Wir möchten ein selbstkosistentes Modell aufstellen, welches Bewegungen auf der Sonnenoberfläche enthält, welche das Magnetfeld verbiegen und verflechten, wodurch in der Korona Ströme induziert und Ohm’sch dissipiert werden. Die Modellbeschreibung soll durch den Vergleich von synthetischen mit realen Beobachtungen untermauert werden. Methoden: Wir treiben das 3D MHD Model mit beobachteten photosphärischen Magnetfeldern und Horizontalbewegungen an. Durch Wärmeleitung entlang des Feldes sowie Strahlungsverluste wird die koronale Energiebilanz realistisch. Wir synthetisieren Spektren in verschiedenen Emissionslinien mit einer Atom-Datenbank und der berechneten koronalen Plasmatemperatur sowie -dichte. Diese vergleichen wir mit entsprechenden Beobachtungen der Korona über der aktiven Region, mit der wir die Simulation antreiben. Wir vergleichen extrahierte Modell-Feldlinien mit empirischen und theoretischen Skalengesetzen, die die koronale Heizung entlang von Bögen voraussagen. Resultate: Im Modell bilden sich heiße koronale Bögen mit Temperaturen deutlich über 1 MK. Ihre 3D-Struktur entspricht den beobachteten koronalen Bögen; Doppler-Karten lassen auf ähnliche Plasmaströmungen entlang der Bögen schließen. An die Modell-Daten passen wir ein Skalengesetz an, welches von der Bogenlänge und der magnetischen Flussdichte an den Fußpunkten abhängt. Schlussfolgerungen: Aus der substanziellen Übereinstimmung zwischen Modell und Beobachtung schließen wir, dass das Modell eine genügende Beschreibung der Heizung und Wärmeleitung entlang von koronalen Bögen darstellt, um die Beobachtungen zu erklären.de
dc.language.isoengde
dc.rights.urihttp://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/3.0/
dc.subject.ddc530de
dc.titleObservationally driven 3D MHD model of the solar corona above a magnetically active regionde
dc.typedoctoralThesisde
dc.contributor.refereePeter, Hardi Prof. Dr.
dc.date.examination2013-09-26
dc.subject.gokPhysik (PPN621336750)de
dc.description.abstractengContext: The corona of the Sun can be observed since 1932 with instruments occulting the solar disc. Only few years later it became clear that the corona is way hotter than the visible solar surface and since then, the coronal heating mechanism is unclear. So far, many processes have been proposed that are able to deliver enough energy to the base of the corona, but no complete and consistent picture of the energy transport and its localized dissipation in the corona is established. Aims: We aim for a self-consistent model of driving motions at the solar surface that bend and braid the magnetic field in the corona and produce heat by Ohmic dissipation of induced currents. We want to justify our model description by deducing synthetic observations that we check against real observations. Methods: We use observations of the magnetic field in the photosphere, as well as horizontal photospheric motions to drive our 3D MHD model. Field-aligned heat conduction and radiative losses allow for a realistic coronal energy balance. We deduce synthetic spectra in different emission lines with an atomic database using the computed coronal plasma temperature and density. These we compare with the corresponding observations of the corona above the same active region that we used for the driving. We compare samples of field lines extracted from the model corona with empirical and theoretical scaling laws predicting the coronal heating along loops. Results: Hot coronal loops of temperatures well above 1 MK form in the model corona. Their 3D structure matches the observed coronal loops and coronal Doppler shift maps indicate similar plasma flows within the observed and the model loops. With a fit to the model data, we find a scaling law that relates to the loop length and its foot-point magnetic flux density. Conclusions: From the substantial match between our model and the observed corona, we conclude that the model provides a sufficient description of the heat input and conduction along coronal loops to explain diverse observations.de
dc.contributor.coRefereeGlatzel, Wolfgang Prof. Dr.
dc.subject.engSolar physicsde
dc.subject.engCoronal heatingde
dc.subject.engMagnetohydrodynamics (MHD)de
dc.subject.engSimulationde
dc.subject.engX-ray emissionde
dc.subject.engExtreme-UV emissionde
dc.identifier.urnurn:nbn:de:gbv:7-11858/00-1735-0000-0022-5F1B-D-1
dc.affiliation.instituteFakultät für Physikde
dc.identifier.ppn79055478X


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