TY - THES A1 - Sule, Aniket T1 - Formation and stability of the solar tachocline in MHD simulations T1 - Entstehung und Stabilität der solaren Tachokline in MHD Simulationen N2 - The solar tachocline is a thin transition layer between the solar radiative zone rotating uniformly and the solar convection zone, which has a mainly latitudinal differential rotation profile. This layer has a thickness of less than $0.05R_{\sun}$ and is subject to extreme radial as well as latitudinal shears. Helioseismological estimates put this layer at roughly $0.7R_{\sun}$. The tachocline mostly resides in the sub-adiabatic, non-turbulent radiative interior, except for a small overlap with the convection zone on the top. Many proposed dynamo mechanisms involve strong toroidal magnetic fields in this transition region. The exact mechanisms behind the formation of such a thin layer is still disputed. A very plausible mechanism is the one involving a weak, relic poloidal magnetic field trapped inside the radiative zone, which is responsible for expelling differential rotation outwards. This was first proposed by \citet{RK97}. The present work develops this idea with numerical simulations including additional effects like meridional circulation. It is shown that a relic field of 1~Gauss or smaller would be sufficient to explain the observed thickness of the tachocline. The stability of the solar tachocline is addressed as the next part of the problem. It is shown that the tachocline is stable up to a differential rotation of 52\% in the absence of magnetic fields. This is a new finding as compared to the earlier two dimensional models which estimated the solar differential rotation (about 28\%) to be marginally stable or even unstable. The changed stability limit is attributed to the changed stability criterion of the 3-dimensional model which also involves radial gradients of the angular velocity. In the presence of toroidal magnetic field belts, the lowest non-axisymmetric mode is shown to be the most unstable one for the radiative part of the tachocline. It is estimated that the tachocline would become unstable for toroidal fields exceeding about 100~Gauss. With both formation and stability questions satisfactorily addressed, this work presents the most comprehensive analysis of the physical processes in the solar tachocline to date. N2 - Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen, die durch die Art des Energietransports von innen nach aussen unterschieden werden. Der innere Teil heißt Strahlungs-, der äußere Teil Konvektionszone. Die Grenzschicht zwischen den beiden Regionen liegt bei etwa 70% des Sonnenradius. Beide Zonen rotieren in ausgezeichneter Weise um die Sonnenachse. In der konvektiven Zone ändert sich die Rotationsrate mit dem Breitengrad und ist nur schwach von der radialen Position abhängig. Dies wird als latitudinale differentielle Rotation bezeichnet. Im Gegensatz dazu rotiert ein Großteil der Strahlungszone gleichförmig. Der Übergang von gleichförmiger Rotation im Inneren zu differentieller Rotation außen geschieht innerhalb einer sehr dünnen Schicht, die ungefähr mit der Grenzschicht zwischen den beiden Zonen übereinstimmt. Diese Schicht hat eine Ausdehnung von etwa 5% des Sonnenradius und wird als “Tachokline” bezeichnet. Die Existenz der Tachokline wurde vor etwa zwei Jahrzehnten bestätigt. Seit ihrer Entdeckung wurden verschiedenste Modelle vorgeschlagen, um die Existenz einer solchen Schicht zu erklären. Diese Arbeit wendet das bislang beliebteste und erfolgreichste dieser Modelle an, das zuerst von Rüdiger & Kitchatinov (1997) vorgeschlagen wurde. Darin wird angenommen, dass während ihrer Entstehung ein schwaches Magnetfeld im Inneren der Sonne eingeschlossen wurde. Ein solches Feld verdrängt die differentielle Rotation erfolgreich in den äußeren Randbereich der Strahlungszone und erzeugt so die Tachokline. Die Theorie nimmt weiter an, dass die Tachokline aktiv mit der darunterliegenden strahlungsdominierten Zone verbunden ist, gemäß der Beobachtung, dass ein Großteil der Tachokline unterhalb des Fußes der Konvektionszone liegt. Diese Arbeit legt verbesserte numerische Simulationen vor, die dem früheren Modell zwei neue physikalische Effekte hinzufügt: schwache radiale und horizontale Strömungen (“meridionale Strömungen” genannt) und Temperaturgradienten. Es wird gezeigt, dass ein eingeschlossenes Feld von weniger als einem Gauß ausreichend wäre, die beobachtete Dicke der Tachokline zu erkären. In einem weiteren Schritt wird versucht zu ergründen, ob die Tachokline eine stabile Schicht innerhalb der Sonne ist. Es wird gezeigt, dass sie, in Abwesenheit eines Magnetfeldes, stabil bleibt, solange die Winkelgeschwindigkeit am Pol nicht unter 52% derer am Äquator fällt. Da sekundäre Strömungen hauptsächlich horizontal verlaufen, haben Temperaturgradienten wenig Einfluss auf die Stabilität der Tachokline. In Gegenwart eines Magnetfeldes wird die Grenzschicht für Felder stärker als 100 Gauß instabil. Indem sowohl Fragen zur Entstehung als auch zur Stabilität zufriedenstellend angesprochen werden, stellt diese Arbeit die derzeit umfassendste Analyse der physikalischen Vorgänge in der Tachokline dar. KW - Sonne KW - Tachokline KW - Magnetohydrodynamik KW - Sun KW - Tachocline KW - Magnetohydrodynamics Y1 - 2007 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-14612 ER - TY - THES A1 - Breitling, Frank T1 - Propagation of energetic electrons in the solar corona observed with LOFAR T1 - Ausbreitung energiereicher Elektronen in der Sonnenkorona beobachtet mit LOFAR N2 - This work reports about new high-resolution imaging and spectroscopic observations of solar type III radio bursts at low radio frequencies in the range from 30 to 80 MHz. Solar type III radio bursts are understood as result of the beam-plasma interaction of electron beams in the corona. The Sun provides a unique opportunity to study these plasma processes of an active star. Its activity appears in eruptive events like flares, coronal mass ejections and radio bursts which are all accompanied by enhanced radio emission. Therefore solar radio emission carries important information about plasma processes associated with the Sun’s activity. Moreover, the Sun’s atmosphere is a unique plasma laboratory with plasma processes under conditions not found in terrestrial laboratories. Because of the Sun’s proximity to Earth, it can be studied in greater detail than any other star but new knowledge about the Sun can be transfer to them. This “solar stellar connection” is important for the understanding of processes on other stars. The novel radio interferometer LOFAR provides imaging and spectroscopic capabilities to study these processes at low frequencies. Here it was used for solar observations. LOFAR, the characteristics of its solar data and the processing and analysis of the latter with the Solar Imaging Pipeline and Solar Data Center are described. The Solar Imaging Pipeline is the central software that allows using LOFAR for solar observations. So its development was necessary for the analysis of solar LOFAR data and realized here. Moreover a new density model with heat conduction and Alfvén waves was developed that provides the distance of radio bursts to the Sun from dynamic radio spectra. Its application to the dynamic spectrum of a type III burst observed on March 16, 2016 by LOFAR shows a nonuniform radial propagation velocity of the radio emission. The analysis of an imaging observation of type III bursts on June 23, 2012 resolves a burst as bright, compact region localized in the corona propagating in radial direction along magnetic field lines with an average velocity of 0.23c. A nonuniform propagation velocity is revealed. A new beam model is presented that explains the nonuniform motion of the radio source as a propagation effect of an electron ensemble with a spread velocity distribution and rules out a monoenergetic electron distribution. The coronal electron number density is derived in the region from 1.5 to 2.5 R☉ and fitted with the newly developed density model. It determines the plasma density for the interplanetary space between Sun and Earth. The values correspond to a 1.25- and 5-fold Newkirk model for harmonic and fundamental emission, respectively. In comparison to data from other radio instruments the LOFAR data shows a high sensitivity and resolution in space, time and frequency. The new results from LOFAR’s high resolution imaging spectroscopy are consistent with current theories of solar type III radio bursts and demonstrate its capability to track fast moving radio sources in the corona. LOFAR solar data is found to be a valuable source for solar radio physics and opens a new window for studying plasma processes associated with highly energetic electrons in the solar corona. N2 - Diese Arbeit befasst sich mit neuen hochaufgelösten abbildenden und spektroskopischen Beobachtungen von solaren Typ III Radiobursts bei niedrigen Frequenzen im Bereich von 30 bis 80 MHz. Solare Typ III Radiobursts werden auf die Beam-Plasmawechselwirkung von Elektronenstrahlen in der Korona zurückgeführt. Die Sonne stellt eine einzigartige Möglichkeit dar, diese Plasmaprozesse eines aktiven Sterns zu untersuchen. Die Aktivität zeigt sich in eruptiven Ereignissen wie Flares, koronalen Massenauswürfen und Radiobursts, die jeweils von erhöhter Radiostrahlung begleitet werden. Daher trägt solare Radioemission wichtige Informationen über Plasmaprozesse, die mit Sonnenaktivität in Verbindung stehen. Darüber hinaus ist die Sonne auch ein einzigartiges Plasmalabor mit Plasmaprozessen unter Bedingungen die man nicht in irdischen Laboren findet. Aufgrund ihres vergleichsweise geringen Abstands kann man die Sonne wesentlich genauer beobachten als andere Sterne, aber neue Erkenntnisse von ihr auf andere Sterne übertragen. Diese “Solare-Stellare Verbindung” ist wichtig um Prozesse auf anderen Sternen zu verstehen. Das neue Radiointerferometer LOFAR bietet abbildende und spektroskopische Möglichkeiten, um diese Prozesse bei niedrigen Frequenzen zu untersuchen und wurde hier für Sonnenbeobachtungen genutzt. LOFAR, die Besonderheiten seiner Sonnendaten sowie das Verarbeiten und Analysieren dieser Daten mit der Solar Imaging Pipeline und dem Solar Data Center werden beschrieben. Die Solar Imaging Pipeline ist die zentrale Software, die die Nutzung von LOFAR für Sonnenbeobachtungen ermöglicht. Daher war deren Entwicklung für die Analyse von Sonnendaten notwendig und ist im Rahmen dieser Arbeit erfolgt. Außerdem wurde ein neues Dichtemodell mit Wärmeleitung und Alfvén-Wellen entwickelt, welches die Bestimmung der Entfernung von Radiobursts zur Sonne mittels dynamischer Spektren ermöglicht. Die Anwendung auf dynamische Spektren eines LOFAR Typ III Bursts am 16. März 2016 zeigt eine radiale, ungleichförmige Ausbreitungsgeschwindigkeit der Radioemission. Die Analyse einer abbildenden Beobachtung von Typ III Bursts am 23. Juni 2012 zeigt den Burst als helle, kompakte Region in der Korona die sich in radiale Richtung entlang magnetischer Feldlinien mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 0.23c (c, Lichtgeschwindigkeit) bewegt. Die Geschwindigkeit ist nicht gleichförmig. Ein neues Beammodell wird vorgestellt, dass diese ungleichförmige Geschwindigkeit als Ausbreitungseffekt eines Elektronenensemble mit einer ausgedehnten Geschwindigkeitsverteilung erklärt und eine monoenergetische Elektronenverteilung ausschließt. Die koronale Elektronenzahldichte wird in der Region von 1.5 bis 2.5 R☉ ermittelt und ein Fit mit dem neuen Dichtemodell durchgeführt. Dadurch ist die Plasmadichte im ganzen interplanetaren Raum zwischen Sonne und Erde bestimmt. Die Werte entsprechen jeweils einem 1.25- und 5-fachen Newkirk Modell im Fall von fundamentaler und harmonischer Emission. Im Vergleich zu Daten von anderen Radioinstrumenten haben LOFAR-Daten eine hohe Empfindlichkeit und Auflösung in Raum, Zeit und Frequenz. Die neuen Ergebnisse von LOFARs hochauflösender, abbildender Spektroskopie stimmen mit derzeitigen Theorien von solaren Typ III Radiobursts überein und zeigen die Möglichkeit, schnell bewegliche Radioquellen in der Korona zu verfolgen. LOFAR Sonnendaten wurden als wertvolle Quelle für solare Radiophysik erkannt und öffnen eine neues Fenster zur Untersuchung von Plasmaprozessen hochenergetischer Elektronen in der Korona. KW - sun KW - type III KW - radio burst KW - LOFAR KW - plasma physics KW - Sonne KW - Typ III KW - Radioburst KW - Plasmaphysik Y1 - 2016 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-396893 ER -