| dc.contributor.advisor | Peter, Hardi Prof. Dr. | |
| dc.contributor.author | Zhuleku, Juxhin | |
| dc.date.accessioned | 2021-06-10T12:20:47Z | |
| dc.date.available | 2021-06-16T00:50:06Z | |
| dc.date.issued | 2021-06-10 | |
| dc.identifier.uri | http://hdl.handle.net/21.11130/00-1735-0000-0008-5855-6 | |
| dc.identifier.uri | http://dx.doi.org/10.53846/goediss-8630 | |
| dc.language.iso | eng | de |
| dc.rights.uri | http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/ | |
| dc.subject.ddc | 530 | de |
| dc.title | Modelling the corona of stars more active than the Sun using 3D MHD simulations | de |
| dc.type | doctoralThesis | de |
| dc.contributor.referee | Peter, Hardi Prof. Dr. | |
| dc.date.examination | 2021-02-19 | |
| dc.subject.gok | Physik (PPN621336750) | de |
| dc.description.abstractger | Kühle Sterne wie unsere Sonne sind von Koronae mit Temperaturen bis zu mehreren Millionen Kelvin umgeben.
Auch nach jahrzehntelanger Forschung gibt es keine eindeutige Erklärung dafür, warum die Koronae von Sternen um mehrere Größenordnungen heißer sind als ihre Oberflächen.
Aufgrund der hohen Temperatur weisen die solaren und stellaren Koronae eine hohe Röntgenemission auf.
Koronae von Sternen, die aktiver sind als die Sonne, können im Allgemeinen sogar eine 1000-mal stärkere Röntgenemission aufweisen als die Sonnenkorona.
Die koronale Röntgenaktivität der Sonne und anderer Sterne wird durch das Oberflächenmagnetfeld bestimmt.
Zahlreiche Beobachtungsstudien haben gezeigt, dass die Beziehung zwischen der koronalen Röntgenleuchtkraft $L_{\rm{X}}$ und dem magnetischen Fluss auf der Oberfläche $\Phi$ der Sonne und anderer Sterne einem Potenzgesetzbeziehun, $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$, folgt.
Je nach Studie ist $1\leq m <3$.
Bis jetzt gibt es keine eindeutige Erklärung dafür, warum es eine Potenzgesetzabhängigkeit zwischen $L_{\rm{X}}$ und $\Phi$ gibt und auch nicht dafür, warum $m$ von einer Studie zur anderen variiert.
In dieser Arbeit versuchen wir, diese Potenzgesetzbeziehung durch ein einfaches analytisches Modell und durch 3D-magnetohydrodynamische (MHD) Modelle der solaren und stellaren Koronae quantitativ zu erklären.
Unser analytisches Modell basiert auf einer Kombination des Rosner, Tucker \& Vaiana (RTV) Skalierungsgesetzes \citep{Rosner}, koronalen Heizmechanismen, zum Beispiel Nanoflares, und der Temperaturabhängigkeit für verschiedene Instrumente.
Daraus ergibt sich ein einfacher analytischer Potenzgesetzausdruck, der die Potenzgesetzbeziehung zwischen der Röntgenhelligkeit $L_{\rm{X}}$ und dem magnetischen Fluss auf der Oberfläche $\Phi$ erklären kann.
Der Potenzgesetzindex $m$ liegt im Bereich von 0.8 bis 1.6, was mit dem von Beobachtungsstudien berichteten Bereich von $m$ übereinstimmt.
Darüber hinaus finden wir, dass die Empfindlichkeit jedes einzelnen Instruments in einem bestimmten Temperaturbereich einen signifikanten Einfluss auf den Potenzgesetzindex $m$ haben kann.
Dies wurde bei allen Beobachtungsstudien übersehen.
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Um die $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$-Beziehung in einer komplexeren Umgebung weiter zu untersuchen, verwenden wir numerische 3D-MHD-Modelle, um den Teil der Korona über einer aktiven Region zu simulieren.
Wir verwenden das von \cite{Bingthesis} entwickelte solare Koronamodell, das einige der Schlüsselaspekte der koronalen Strukturen erfolgreich reproduziert hat.
Eine heiße und dynamische Korona mit Temperaturen von 1 MK und mehr wird dabei selbstkonsistent erzeugt. Wir untersuchen, wie sich die koronale Röntgenleuchtkraft mit der Magnetfeldstärke und der Größe der darunter liegenden aktiven Region ändert.
Zunächst erhöhen wir die Stärke des vertikalen Oberflächenmagnetfeldes um einen konstanten Faktor, während wir die Größe der aktiven Region konstant halten.
Mit diesem Ansatz erreichen wir Werte des Oberflächenmagnetfeldes von bis zu 20 kG.
Dieser Wert des Magnetfelds ist für die Sonne extrem hoch, aber es wird vermutet, dass er bei aktiveren Sternen üblich ist.
Die von unserem Modell erhaltene koronale Temperatur und Dichte sind in guter Übereinstimmung mit den RTV-Skalierungsgesetzen.
Außerdem steigt die aus unserem Modell synthetisierte koronale Röntgenleuchtkraft $L_{\rm{X}}$ mit dem Oberflächenmagnetfluss $\Phi$, was mit anderen Studien übereinstimmt.
Wir finden, dass diese Beziehung ein Potenzgesetz $L_{\rm {X}}\propto \Phi^m$ mit dem Potenzgesetzindex $m=3.4$ folgt.
Zweitens, erhöhen wir den gesamten magnetischen Oberflächenfluss, indem wir die Fläche der aktiven Region vergrößern, während wir die Stärke des Oberflächenmagnetfeldes konstant halten.
Wir sehen einen Anstieg der koronalen Temperatur, obwohl der Anstieg nicht so stark ist wie im ersten Ansatz.
Die synthetische Röntgenemission steigt mit dem Oberflächenmagnetfluss, in Übereinstimmung mit dem vorherigen Ansatz.
In diesem Fall ist der Index mit $m\simeq2.2$ jedoch weniger steil als beim ersten Ansatz.
Insgesamt liefern unsere Ergebnisse neue Einblicke in die $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$-Beziehung.
Die Empfindlichkeit der einzelnen Instrumente in einem bestimmten Temperaturbereich kann die in den Beobachtungen gefundene Differenz von $m$ erklären.
Darüber hinaus können unser analytisches Modell und numerische Experimente eine Erklärung dafür liefern, warum die Abhängigkeit der Röntgenleuchtkraft $L_{\rm{X}}$ und des magnetischen Oberflächenflusses ein Potenzgesetz ist. | de |
| dc.description.abstracteng | Cool stars like our Sun are surrounded by coronae with temperatures up to several million Kelvin.
After decades of research, there has been no definite explanation as to why the coronae of stars are several orders of magnitude hotter than their surfaces.
Because of the high temperature, the solar and stellar coronae exhibit high X-ray emission.
Coronae of stars more active than the Sun can generally appear to have even 1000 times stronger X-ray emission than the solar corona.
The coronal X-ray activity of the Sun and other stars is governed by the surface magnetic
field. The relationship between the coronal X-ray luminosity $L_{\rm{X}}$ and the surface magnetic flux $\Phi$ of the Sun and other stars has been shown to follow a power-law relation, $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$, by numerous observational studies.
Depending on the study, $1\leq m <3$.
Until now there is no clear explanation of why there is a power-law dependence between $L_{\rm{X}}$ and $\Phi$ and also why $m$ is found to differ from one study to another.
In this thesis, we aim to explain this power-law relationship quantitatively through a simple analytical model and through 3D magnetohydrodynamic (MHD) models of the solar and stellar coronae.
Our analytical model is based on a combination of the Rosner, Tucker \& Vaiana (RTV) scaling laws \citep{Rosner}, coronal heating mechanisms, for example nano flares, and the temperature response for different instruments.
This results in a simple analytical power-law expression, that can explain the power-law relation between the X-ray luminosity $L_{\rm{X}}$ and the surface magnetic flux $\Phi$.
The power-law index $m$ is found to be in the range from 0.8 to 1.6 which is in agreement with the range of $m$ reported by observational studies.
Furthermore, we also find that the sensitivity of each individual instrument at a specific temperature range can have a significant influence on the power-law index $m$.
This has been overlooked for all observational studies.
To further investigate the $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$ relationship in a more complex environment, we use 3D MHD numerical models to simulate the part of the corona above an active region.
We use the solar coronal model developed by \cite{Bingthesis}, that has successfully reproduced some of the key aspects of coronal structures.
A hot and dynamic corona with temperatures of 1 MK and more is self-consistently created.
We investigate how the coronal X-ray emission changes with the magnetic field strength and the size of the underlying active region.
Firstly, we increase the strength of the vertical surface magnetic field by a constant factor while keeping the size of the active region constant.
With this approach, we reach values of the surface magnetic field up to 20 kG.
This value of the magnetic field is extremely high for the Sun but it is speculated to be common in more active stars.
The coronal temperature and density obtained by our model are in good agreement with the RTV scaling laws.
Furthermore, the coronal X-ray luminosity $L_{\rm{X}}$ synthesized from our model increases with the surface magnetic flux $\Phi$, which is consistent with other studies.
We find this relation to be a power-law $L_{\rm {X}}\propto \Phi^m$ with the power-law index $m=3.4$. Secondly, we increase the overall surface magnetic flux by increasing the size of the active region while keeping the strength of the surface magnetic field constant.
We see an increase in the coronal temperature, although the increase is not as strong as in the first approach.
The synthetic X-ray emission increases with the surface magnetic flux, in agreement with the previous approach.
In this case, however, the index $m\simeq2.2$ is found to be less steep than for the first approach.
Overall, our results provide new insight into the $L_{\rm{X}}\propto \Phi^m$ relationship.
The sensitivity of each instrument at a specific temperature range can explain the difference of $m$ found in observations.
In addition, our analytical model and numerical experiments can provide an explanation of why the dependence of the X-ray luminosity $L_{\rm{X}}$ and the surface magnetic flux is a power-law. | de |
| dc.contributor.coReferee | Tilgner, Andreas Prof. Dr. | |
| dc.subject.eng | Sun: corona-stars: coronae- X-ray:stars- magnetohydrodynamics (MHD)- methods: numerical | de |
| dc.identifier.urn | urn:nbn:de:gbv:7-21.11130/00-1735-0000-0008-5855-6-2 | |
| dc.affiliation.institute | Fakultät für Physik | de |
| dc.description.embargoed | 2021-06-16 | |
| dc.identifier.ppn | 1760263389 | |