Solar surface flows during active region emergence

Gottschling, Nils

dc.contributor.advisor	Gizon, Laurent Prof. Dr.
dc.contributor.author	Gottschling, Nils
dc.date.accessioned	2022-06-16T11:06:31Z
dc.date.available	2022-06-23T00:50:11Z
dc.date.issued	2022-06-16
dc.identifier.uri	http://resolver.sub.uni-goettingen.de/purl?ediss-11858/14099
dc.identifier.uri	http://dx.doi.org/10.53846/goediss-9295
dc.language.iso	eng	de
dc.rights	Attribution-NonCommercial-NoDerivatives 4.0 International	*
dc.rights.uri	http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/	*
dc.subject.ddc	530	de
dc.title	Solar surface flows during active region emergence	de
dc.type	doctoralThesis	de
dc.contributor.referee	Gizon, Laurent Prof. Dr.
dc.date.examination	2021-11-08	de
dc.subject.gok	Physik (PPN621336750)	de
dc.description.abstractger	Das Ziel dieser Arbeit ist es, zu einem besseren Verständnis davon beizutragen, wie aktive Regionen (AR) entstehen. Aktive Regionen sind Konzentrationen von Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche. Es ist noch nicht abschließend verstanden, wie AR aus dem Sonneninneren an die Oberfläche aufsteigen. Um die zugrundeliegenden Eigenschaften dieses Prozesses einzugrenzen, und damit verbunden die Rolle von aktiven Regionen bei der Umwandlung von toroidalem in poloidales Magnetfeld im Kontext des solaren Dynamos besser zu verstehen, analysiere ich die Oberflächenströmungen auf der Sonne, die mit den aktiven Regionen in deren Entstehungsphase zusammenhängen. Ich untersuche außerdem den Einfluss dieser Strömungen auf den Transport des Magnetfeldes innerhalb der ersten Tage nach Entstehung der AR. Zur Untersuchung der Oberflächenströmungen verwende ich Beobachtungsdaten des Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) an Bord des Solar Dynamics Observatory (SDO) aus 10 Jahren zusammen mit 182 enstehenden aktiven Regionen (EAR). Die Strömungen wurden mithilfe von lokalem Korrelationstracking (local correlation tracking, LCT) bestimmt, einer Methode, mit der die Bewegung des Sonnengranulationsmusters auf der Sonnenoberfläche in Kontinuumsbildern gemessen werden kann. Im ersten Teil dieser Dissertation validiere ich die LCT Daten mithilfe von synthetischen Strömungsdaten sowie einer Kreuzkorrelation zu Strömungskarten von Doppleraufnahmen. Ich analysiere die mittlere zeitliche Entwicklung der Strömungen im Zusammenhang mit den 182 entstehenden aktiven Regionen, relativ zu der Zeit der Entstehung der AR sowie in Untergruppen nach magnetischer Flussstärke und nach Latitude. Es zeigt sich, dass sich einen Tag vor Entstehung der AR konvergierende Ströme in Richtung der AR bilden, unabhängig vom späteren maximalen magnetischen Fluss der AR. Nach der Entstehung der AR bilden sich Einströmungen um die AR. Die Zeit zwischen Entstehung der AR und dem Einsetzen der Einströmungen verlängert sich umso mehr, je stärker der magnetische Fluss der AR ist. Dieser Zeitraum reicht von einem auf bis zu vier Tage nach Entstehung der AR, in der hier betrachteten Auswahl von AR. Die Einströmungen sind hauptsächlich in der latitudinalen Richtung ausgeprägt, haben Geschwindigkeiten in der Größenordnung von 50 m/s und eine Ausdehnung von etwa 8° vom Zentrum der AR. Magnetischer Fluss wird auf der Sonnenoberfläche von verschiedenen Oberflächenströmungen transportiert. Im zweiten Teil dieser Dissertation betrachte ich, wie sich das Magnetfeld einer Auswahl von 17 aktiven Regionen in einem lokalen Oberflächenflusstransportmodell (local surface flux transport model, SFTM) entwickelt. Die Simulation beinhaltet Diffusion sowie Advektion durch ein äußeres Strömungsfeld. Für die Advektion werden die beobachteten LCT-Oberflächenströmungsdaten verwendet, sowie parametrisierte Strömungen, welche die beobachteten Einströmungen um AR modellieren. Die Simulationen zeigen, dass die supergranularen Strömungen das Magnetfeld auf einer Art und Weise verschieben, die konsistent mit der beobachteten Entwicklung des Magnetfeldes ist. Das Modell kann angewendet werden, sobald die AR einen Großteil ihres maximalen magnetischen Flusses erreicht hat. Die parametrisierten Strömungen verstärken den Verlust von magnetischem Fluss in der AR durch Auslöschung von positivem und negativem Feld, was jedoch durch eine Verringerung des Verlustes von magnetischem Fluss durch Advektion ausgeglichen wird. Die Verwindung von magnetischen Feldlinien ist eine Eigenschaft von AR, die in einigen Modellen für die Entstehung zusammenhängender Flussröhren notwendig ist. Die Wirbelströmungen um EAR können verwendet werden, um verwindende Bewegungen der AR-Polaritäten zu bestimmen. In meiner Analyse von Wirbelströmungen um eine Auswahl von 20 EAR beobachte ich im Mittel eine gegensätzliche Richtung der Wirbelstärke zwischen den AR-Polaritäten.	de
dc.description.abstracteng	The aim of this thesis is to improve our understanding of the emergence of magnetic flux in the form of active regions (ARs) to the solar surface. Active regions are concentrations of strong magnetic field at the surface of the Sun. Their emergence is not yet fully understood. To help better constrain the underlying principles of flux emergence, and thus better understand the role of ARs in the conversion of toroidal to poloidal field in the context of the solar dynamo, I analyze the surface flows associated with active regions during their emergence phase and assess the impact of these flows on the magnetic flux transport in the first days after emergence. For the study of the surface flows, I use ten years of data from the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) together with a sample of 182 emerging active regions (EARs). The flows are derived using the method of local correlation tracking (LCT), which in this case measures the motions of the solar convective granulation pattern on the surface of the Sun in continuum intensity images. In the first part of this thesis, I validate the LCT data by tests with synthetic flow features as well as by cross-correlating them with flows inferred from direct Doppler imaging. I analyze the average temporal evolution of the flows associated with the sample of 182 EARs, relative to the time of emergence and in subsamples with respect to the unsigned magnetic flux and latitude. I find that one day prior to emergence, converging flows towards the AR location form, irrespective of the eventual total unsigned flux of the AR. After emergence, inflows around the ARs form. The time between emergence and the time at which these inflows form increases with the AR magnetic flux, from one to four days after emergence in the sample used here. These inflows are mainly in the latitudinal direction, have velocities on the order of 50 m/s, and extend to about 8° from the AR center. On the solar surface, magnetic flux is transported by the various flows. In the second part of this thesis, I study the evolution of the magnetic field of 17 active regions in a local surface flux transport model (SFTM). The simulation considers diffusion as well as advection by an imposed flow field. For the latter, I use the flow measurements from LCT, as well as parameterized flow fields that model the observed inflows around ARs. The simulations show that the supergranular motions buffet the magnetic field in a way that is consistent with the evolution of the observed field. I find that the SFTM is applicable once the bulk of the AR flux has emerged. The parameterized flows increase the flux loss of the AR due to cancellation, which is balanced by a decrease due to advection. The twist of magnetic field lines is a property of ARs which in some models is important for forming coherent flux tubes. The vortical flows around EARs can be used as a tracer of twisting motions of AR polarities. Analyzing the vortical flows around a sample of 20 EARs, I find an average opposite sign of vorticity between the two polarities.	de
dc.contributor.coReferee	Tilgner, Andreas Prof. Dr.
dc.subject.eng	Sun: activity	de
dc.subject.eng	Sun: magnetic fields	de
dc.subject.eng	sunspots	de
dc.identifier.urn	urn:nbn:de:gbv:7-ediss-14099-5
dc.affiliation.institute	Fakultät für Physik	de
dc.description.embargoed	2022-06-23	de
dc.identifier.ppn	1807224538