TY - THES A1 - Diercke, Andrea T1 - Physical environment of large-scale high-latitude and polar crown filaments T1 - Die Physik von polaren Filamenten N2 - Filaments are omnipresent features in the solar chromosphere, one of the atmospheric layers of the Sun, which is located above the photosphere, the visible surface of the Sun. They are clouds of plasma reaching from the photosphere to the chromosphere, and even to the outer-most atmospheric layer, the corona. They are stabalized by the magnetic field. If the magnetic field is disturbed, filaments can erupt as coronal mass ejections (CME), releasing plasma into space, which can also hit the Earth. A special type of filaments are polar crown filaments, which form at the interface of the unipolar field of the poles and flux of opposite magnetic polarity, which was transported towards the poles. This flux transport is related to the global dynamo of the Sun and can therefore be analyzed indirectly with polar crown filaments. The main objective of this thesis is to better understand the physical properties and environment of high-latitude and polar crown filaments, which can be approached from two perspectives: (1) analyzing the large-scale properties of high-latitude and polar crown filaments with full-disk Hα observations from the Chromospheric Telescope (ChroTel) and (2) determining the relation of polar crown and high-latitude filaments from the chromosphere to the lower-lying photosphere with high-spatial resolution observations of the Vacuum Tower Telescope (VTT), which reveal the smallest details. The Chromospheric Telescope (ChroTel) is a small 10-cm robotic telescope at Observatorio del Teide on Tenerife (Spain), which observes the entire Sun in Hα, Ca IIK, and He I 10830 Å. We present a new calibration method that includes limb-darkening correction, removal of non-uniform filter transmission, and determination of He I Doppler velocities. Chromospheric full-disk filtergrams are often obtained with Lyot filters, which may display non-uniform transmission causing large-scale intensity variations across the solar disk. Removal of a 2D symmetric limb-darkening function from full-disk images results in a flat background. However, transmission artifacts remain and are even more distinct in these contrast-enhanced images. Zernike polynomials are uniquely appropriate to fit these large-scale intensity variations of the background. The Zernike coefficients show a distinct temporal evolution for ChroTel data, which is likely related to the telescope’s alt-azimuth mount that introduces image rotation. In addition, applying this calibration to sets of seven filtergrams that cover the He I triplet facilitates determining chromospheric Doppler velocities. To validate the method, we use three datasets with varying levels of solar activity. The Doppler velocities are benchmarked with respect to co-temporal high-resolution spectroscopic data of the GREGOR Infrared Spectrograph (GRIS). Furthermore, this technique can be applied to ChroTel Hα and Ca IIK data. The calibration method for ChroTel filtergrams can be easily adapted to other full-disk data exhibiting unwanted large-scale variations. The spectral region of the He I triplet is a primary choice for high-resolution near-infrared spectropolarimetry. Here, the improved calibration of ChroTel data will provide valuable context data. Polar crown filaments form above the polarity inversion line between the old magnetic flux of the previous cycle and the new magnetic flux of the current cycle. Studying their appearance and their properties can lead to a better understanding of the solar cycle. We use full-disk data of the ChroTel at Observatorio del Teide, Tenerife, Spain, which were taken in three different chromospheric absorption lines (Hα 6563 Å, Ca IIK 3933 Å, and He I 10830 Å), and we create synoptic maps. In addition, the spectroscopic He I data allow us to compute Doppler velocities and to create synoptic Doppler maps. ChroTel data cover the rising and decaying phase of Solar Cycle 24 on about 1000 days between 2012 and 2018. Based on these data, we automatically extract polar crown filaments with image-processing tools and study their properties. We compare contrast maps of polar crown filaments with those of quiet-Sun filaments. Furthermore, we present a super-synoptic map summarizing the entire ChroTel database. In summary, we provide statistical properties, i.e. number and location of filaments, area, and tilt angle for both the maximum and declining phase of Solar Cycle 24. This demonstrates that ChroTel provides a promising dataset to study the solar cycle. The cyclic behavior of polar crown filaments can be monitored by regular full-disk Hα observations. ChroTel provides such regular observations of the Sun in three chromospheric wavelengths. To analyze the cyclic behavior and the statistical properties of polar crown filaments, we have to extract the filaments from the images. Manual extraction is tedious, and extraction with morphological image processing tools produces a large number of false positive detections and the manual extraction of these takes too much time. Automatic object detection and extraction in a reliable manner allows us to process more data in a shorter time. We will present an overview of the ChroTel database and a proof of concept of a machine learning application, which allows us a unified extraction of, for example, filaments from ChroTel data. The chromospheric Hα spectral line dominates the spectrum of the Sun and other stars. In the stellar regime, this spectral line is already used as a powerful tracer of magnetic activity. For the Sun, other tracers are typically used to monitor solar activity. Nonetheless, the Sun is observed constantly in Hα with globally distributed ground-based full-disk imagers. The aim of this study is to introduce Hα as a tracer of solar activity and compare it to other established indicators. We discuss the newly created imaging Hα excess in the perspective of possible application for modelling of stellar atmospheres. In particular, we try to determine how constant is the mean intensity of the Hα excess and number density of low-activity regions between solar maximum and minimum. Furthermore, we investigate whether the active region coverage fraction or the changing emission strength in the active regions dominates time variability in solar Hα observations. We use ChroTel observations of full-disk Hα filtergrams and morphological image processing techniques to extract the positive and negative imaging Hα excess, for bright features (plage regions) and dark absorption features (filaments and sunspots), respectively. We describe the evolution of the Hα excess during Solar Cycle 24 and compare it to other well established tracers: the relative sunspot number, the F10.7 cm radio flux, and the Mg II index. Moreover, we discuss possible applications of the Hα excess for stellar activity diagnostics and the contamination of exoplanet transmission spectra. The positive and negative Hα excess follow the behavior of the solar activity over the course of the cycle. Thereby, positive Hα excess is closely correlated to the chromospheric Mg II index. On the other hand, the negative Hα excess, created from dark features like filaments and sunspots, is introduced as a tracer of solar activity for the first time. We investigated the mean intensity distribution for active regions for solar minimum and maximum and found that the shape of both distributions is very similar but with different amplitudes. This might be related with the relatively stable coronal temperature component during the solar cycle. Furthermore, we found that the coverage fraction of Hα excess and the Hα excess of bright features are strongly correlated, which will influence modelling of stellar and exoplanet atmospheres. High-resolution observations of polar crown and high-latitude filaments are scarce. We present a unique sample of such filaments observed in high-resolution Hα narrow-band filtergrams and broad-band images, which were obtained with a new fast camera system at the VTT. ChroTel provided full-disk context observations in Hα, Ca IIK, and He I 10830 Å. The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) and the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO) provided line-of-sight magnetograms and ultraviolet (UV) 1700 Å filtergrams, respectively. We study filigree in the vicinity of polar crown and high-latitude filaments and relate their locations to magnetic concentrations at the filaments’ footpoints. Bright points are a well studied phenomenon in the photosphere at low latitudes, but they were not yet studied in the quiet network close to the poles. We examine size, area, and eccentricity of bright points and find that their morphology is very similar to their counterparts at lower latitudes, but their sizes and areas are larger. Bright points at the footpoints of polar crown filaments are preferentially located at stronger magnetic flux concentrations, which are related to bright regions at the border of supergranules as observed in UV filtergrams. Examining the evolution of bright points on three consecutive days reveals that their amount increases while the filament decays, which indicates they impact the equilibrium of the cool plasma contained in filaments. N2 - Filamente sind omnipräsente Strukturen in der Chromosphäre der Sonne. Diese Schicht befindet sich über der Photosphäre, welche die sichtbare Oberfläche der Sonne darstellt. Filamente sind Plasmagebilde, welche in der Photosphäre verankert sind und von der Chromosphäre in die Korona reichen, der äußersten Atmosphärenschicht der Sonne. Diese Strukturen werden durch das Magnetfeld der Sonne stabilisiert. Durch Störungen des Magnetfelds, destabilisiert sich das Filament und das dort enthaltene Plasma kann als Sonneneruption, ein sogenannter koronaler Massenauswurf, ins Weltall geschleudert werden, welcher auch die Erde treffen könnte. Das Verständnis von Filamenten, deren Stabilität und Verbindung zum Magnetfeld sind ungemein wichtig, um Sonneneruptionen besser verstehen und vorhersagen zu können. Ein spezieller Typ von Filamenten, sind polare Filamente, (engl. polar crown filaments). Diese bilden sich an der Grenzfläche des unipolaren Magnetfelds an den Polen und dem Magnetfeld von gemischten Polaritäten in den Aktivitätsgürteln der Sonne. In letzteren werden Reste von bipolaren und zerfallenen Sonnenfleckengruppen zum Pol transportiert. Dieser Transport wird durch den Sonnendynamo initialisiert, so dass die Untersuchung polarer Filamente indirekt Rückschlüsse auf den Sonnendynamo zulässt. Die vorliegende Arbeit untersucht die polaren Filamente aus zwei Perspektiven. Zum einen aus der globalen Perspektive, bei der wir synoptische Beobachtungen der gesamten Sonnenscheibe nutzen, um das zyklische Verhalten der Filamente zu untersuchen. Zum anderen aus einer detailorientierten Perspektive, wobei wir hochaufgelöste Beobachtungen der Filamente auswerten, um mehr über die Verbindung von kühlem chromosphärischem Plasma zum Magnetfeld zu erfahren. Für die Untersuchung des zyklischen Verhaltens von polaren Filamenten nutzen wir Daten des Chromospheric Telescope (ChroTel), welches alle drei Minuten Aufnahmen der Chromosphäre in drei verschiedenen Wellenlängen macht. Die Wasserstofflinie der Balmerserie Hα ist dabei die beste Möglichkeit Filamente in der Chromosphäre abzubilden. Eine während dieser Arbeit entwickelte Methode, zum Korrigieren von Intensitätsungleichmäßigkeiten in Sonnenbildern, legt den Grundstein für alle weiteren Studien mit diesen Daten. Die Filamente können somit aus den Bildern heraus extrahiert werden und damit kann der aktuelle Sonnenzyklus zwischen Maximum und Minimum untersucht werden. Wir konnten die Wanderung der polaren Filamente für den Sonnenzyklus 24 in den Daten lokalisieren und die polwärtsgerichtete Geschwindigkeit bestimmen, welche wir mit vorherigen Ergebnissen verglichen haben. Da die morphologischen Bildbearbeitungsmethode, welche wir zur Extraktion der Filamente benutzt haben, auch andere Strukturen, wie Sonnenflecken nicht ausschließen konnte, haben wir neue Methoden entwickelt, die auf Maschinellem Lernen mit tiefen neuronalen Netzwerken beruhen. Die vorläufigen Ergebnisse sind sehr vielversprechend und auch auf Hα Bildern von anderen Teleskopen leicht übertragbar. Für die Untersuchung der polaren Filamente mit hochaufgelösten Bildern verwenden wir Beobachtungen vom Vakuumturmteleskop (VTT) auf Teneriffa, Spanien. Die Bilder wurden mit Hα Schmal- und Breitbandfiltern aufgenommen und zeigen sowohl die Chromosphäre als auch die Photosphäre. Wir untersuchen dabei die kleinsten auflösbaren Aufhellungen, (engl. bright points), welche in Verbindung mit dem Magnetfeld stehen. Diese kleinskaligen Aufhellungen finden wir vor allem an den Fußpunktregionen der Filamente, die mit starken Konzentrationen vom Magnetfeld korrelieren. Solche hellen Punkte in der Nähe von polaren Filamenten wurden bisher nie mit hochaufgelösten Beobachtungen untersucht. Die statistische Auswertung dieser Strukturen zeigt, dass sie sich kaum von ihren äquatornahen Gegenstücken unterscheiden, mit Ausnahme einer tendenziell größeren Fläche. KW - Solar Physics KW - Sonnenphysik KW - Filaments KW - Filamente KW - Chromosphere KW - Chromosphäre Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-511301 ER - TY - THES A1 - Mayer, Michael T1 - Pulsar wind nebulae at high energies BT - a diverse population and exceptional twins BT - eine vielfältige Population und außergewöhnliche Zwillinge N2 - Pulsar wind nebulae (PWNe) are the most abundant TeV gamma-ray emitters in the Milky Way. The radiative emission of these objects is powered by fast-rotating pulsars, which donate parts of their rotational energy into winds of relativistic particles. This thesis presents an in-depth study of the detected population of PWNe at high energies. To outline general trends regarding their evolutionary behaviour, a time-dependent model is introduced and compared to the available data. In particular, this work presents two exceptional PWNe which protrude from the rest of the population, namely the Crab Nebula and N 157B. Both objects are driven by pulsars with extremely high rotational energy loss rates. Accordingly, they are often referred to as energetic twins. Modelling the non-thermal multi-wavelength emission of N157B gives access to specific properties of this object, like the magnetic field inside the nebula. Comparing the derived parameters to those of the Crab Nebula reveals large intrinsic differences between the two PWNe. Possible origins of these differences are discussed in context of the resembling pulsars. Compared to the TeV gamma-ray regime, the number of detected PWNe is much smaller in the MeV-GeV gamma-ray range. In the latter range, the Crab Nebula stands out by the recent detection of gamma-ray flares. In general, the measured flux enhancements on short time scales of days to weeks were not expected in the theoretical understanding of PWNe. In this thesis, the variability of the Crab Nebula is analysed using data from the Fermi Large Area Telescope (Fermi-LAT). For the presented analysis, a new gamma-ray reconstruction method is used, providing a higher sensitivity and a lower energy threshold compared to previous analyses. The derived gamma-ray light curve of the Crab Nebula is investigated for flares and periodicity. The detected flares are analysed regarding their energy spectra, and their variety and commonalities are discussed. In addition, a dedicated analysis of the flare which occurred in March 2013 is performed. The derived short-term variability time scale is roughly 6h, implying a small region inside the Crab Nebula to be responsible for the enigmatic flares. The most promising theories explaining the origins of the flux eruptions and gamma-ray variability are discussed in detail. In the technical part of this work, a new analysis framework is presented. The introduced software, called gammalib/ctools, is currently being developed for the future CTA observa- tory. The analysis framework is extensively tested using data from the H. E. S. S. experiment. To conduct proper data analysis in the likelihood framework of gammalib/ctools, a model describing the distribution of background events in H.E.S.S. data is presented. The software provides the infrastructure to combine data from several instruments in one analysis. To study the gamma-ray emitting PWN population, data from Fermi-LAT and H. E. S. S. are combined in the likelihood framework of gammalib/ctools. In particular, the spectral peak, which usually lies in the overlap energy regime between these two instruments, is determined with the presented analysis framework. The derived measurements are compared to the predictions from the time-dependent model. The combined analysis supports the conclusion of a diverse population of gamma-ray emitting PWNe. N2 - Pulsarwindnebel (PWN) sind im Bereich der TeV Gammastrahlung die am häufigsten vorkommende Quellklasse. Die vorliegende Arbeit präsentiert eine detaillierte Studie der Population von gammastrahlungsemittierenden PWNn. Um ihre Entwicklung zu untersuchen, wird ein zeitabhängiges Modell vorgestellt und mit Messdaten verglichen. Der Fokus dieser Arbeit liegt des Weiteren auf zwei außergewöhnlichen PWNn, die aus der übrigen Population hervorstechen: der Krebsnebel und N 157B. Diese beiden PWN werden von Pulsaren mit ähnlich hohen Rotationsenergieverlustraten gespeist. Daher werden die beiden Pulsare auch oft als “energetische Zwillinge” bezeichnet. Im Rahmen dieser Arbeit wird die Breitbandemission von N 157B modelliert. Dies ermöglicht es, spezielle Eigenschaften dieses PWNs abzuschätzen. Diese sind im Vergleich zum Krebsnebel sehr unterschiedlich, obwohl sich die jeweiligen Energiequellen stark ähneln. Es werden verschiedene Möglichkeiten für die unterschiedliche Erscheinung dieser beiden Quellen diskutiert. Auf Grund kürzlich gemessener MeV Gammastrahlungsausbrüche wird die Einzigartigkeit des Krebsnebels in diesem Energiebereich verdeutlicht. Die auf Zeitskalen von Tagen bis Wochen variierende Helligkeit ist nach dem gegenwärtigen Verständnis von PWNn unerwartet. In dieser Arbeit wird die zeitliche Variabilität des Krebsnebels mit Daten vom Fermi Large Area Telescope (Fermi-LAT) analysiert. Die vorgestellte Datenanalyse basiert auf einer neuen Rekonstruktionsmethode von Gammastrahlen, welche zu einer höheren Empfindlichkeit und einer niedrigeren Energieschwelle führt. Die Lichtkurve des Krebsnebels in Gammastrahlung wird auf Periodizität und Variabilität untersucht. Des Weiteren werden die nachgewiesenen Strahlungsausbrüche hinsichtlich ihrer Energiespektren ausgewertet und miteinander auf Gemeinsamkeiten und Unterschiede verglichen. Zusätzlich wird eine detaillierte Analyse der starken Flusserhöhung vom März 2013 vorgestellt. Die hierbei bestimmte Kurzzeitvariabilität von ca. sechs Stunden lässt vermuten, dass eine sehr kleine Region innerhalb des Krebsnebels für die Strahlungsausbrüche verantwortlich ist. Die vielversprechendsten Theorien zu diesem Phänomen werden vorgestellt und diskutiert. Im technischen Teil dieser Arbeit wird eine neue Analyseumgebung vorgestellt, die derzeit für das zukünftige CTA Observatorium entwickelt wird. Diese Software wird intensiven Analysetests mit Daten des H.E.S.S. Experiments unterzogen. Für die angemessene Durchführung von H.E.S.S. Datenanalysen wird ein Modell vorgestellt, das die Verteilung der Untergrundereignisse in H. E. S. S. Daten beschreibt. Des Weiteren erlaubt die Analyseumgebung die Kombination von Daten mehrerer Instrumente. Diese einzigartige Option wird genutzt, um die beschriebene PWN Population genauer zu studieren. Zu diesem Zweck werden Daten von Fermi-LAT und H. E. S. S. gemeinsam analysiert. Von besonderem Interesse ist hierbei das spektrale Maximum von PWN, welches meist im energetischen Überlappbereich der beiden Instrumente liegt. Die Ergebnisse der gemeinsamen Analyse werden mit dem zeitabhängigen Modell für PWN verglichen. Die daraus gewonnenen Resultate verdeutlichen unter anderem die breite Vielfalt von PWNn. T2 - Pulsarwindnebel bei hohen Energien KW - Crab Nebula KW - N157B KW - gammalib/ctools KW - gamma-ray astronomy KW - data analysis KW - Gammastrahlungsastronomie KW - Fermi-LAT KW - H.E.S.S. KW - Statistische Datenanalyse KW - Krebsnebel KW - N157B KW - Pulsarwindnebel Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-71504 ER -