@phdthesis{Kilian2015,
  author    = {Kilian, Patrick},
  title     = {Teilchenbeschleunigung an kollisionsfreien Schockfronten},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:20-opus-119023},
  school      = {Universit{\"a}t W{\"u}rzburg},
  year      = {2015},
  abstract  = {Das Magnetfeld der Sonne ist kein einfaches statisches Dipolfeld, sondern weist wesentlich kompliziertere Strukturen auf. Wenn Rekonnexion die Topologie eines Feldlinienb{\"u}ndels ver{\"a}ndert, wird viel Energie frei, die zuvor im Magnetfeld gespeichert war. Das abgetrennte B{\"u}ndel wird mit dem damit verbundenen Plasma mit großer Geschwindigkeit durch die Korona von der Sonne weg bewegen. Dieser Vorgang wird als koronaler Massenauswurf bezeichnet. Da diese Bewegung mit Geschwindigkeiten deutlich {\"u}ber der Alfv\'en-Geschwindigkeit, der kritischen Geschwindigkeit im Sonnenwind, erfolgen kann, bildet sich eine Schockfront, die durch den Sonnenwind propagiert. Satelliten, die die Bedingungen im Sonnenwind beobachten, detektieren beim Auftreten solcher Schockfronten einen erh{\"o}hten Fluss von hochenergetischen Teilchen. Mit Radioinstrumenten empf{\"a}ngt man zeitgleich elektromagnetische Ph{\"a}nomene, die als Radiobursts bezeichnet werden, und ebenfalls f{\"u}r die Anwesenheit energiereicher Teilchen sprechen. Daher, und aufgrund von theoretischen {\"U}berlegungen liegt es nahe, anzunehmen, daß Teilchen an der Schockfront beschleunigt werden k{\"o}nnen. Die Untersuchung der Teilchenbeschleunigung an kollisionsfreien Schockfronten ist aber noch aus einem zweiten Grund interessant. Die Erde wird kontinuierlich von hochenergetischen Teilchen, die aus historischen Gr{\"u}nden als kosmische Strahlung bezeichnet werden, erreicht. Die g{\"a}ngige Theorie f{\"u}r deren Herkunft besagt, daß zumindest der galaktische Anteil durch die Beschleunigung an Schockfronten, die durch Supernovae ausgel{\"o}st wurden, bis zu den beobachteten hohen Energien gelangt sind. Das Problem bei der Untersuchung der Herkunft der kosmischen Strahlung ist jedoch, daß die Schockfronten um Supernova{\"u}berreste aufgrund der großen Entfernung nicht direkt beobachtbar sind. Es liegt dementsprechend nahe, die Schockbeschleunigung an den wesentlich n{\"a}heren und besser zu beobachtenden Schocks im Sonnensystem zu studieren, um so Modelle und Simulationen entwickeln und testen zu k{\"o}nnen. Die vorliegende Arbeit besch{\"a}ftigt sich daher mit Simulationen von Schockfronten mit Parametern, die etwa denen von CME getriebenen Schocks entsprechen. Um die Entwicklung der Energieverteilung der Teilchen zu studieren, ist ein kinetischer Ansatz n{\"o}tig. Dementsprechend wurden die Simulationen mit einem Particle-in-Cell Code durchgef{\"u}hrt. Die Herausforderung ist dabei die große Spanne zwischen den mikrophysikalischen Zeit- und L{\"a}ngenskalen, die aus Gr{\"u}nden der Genauigkeit und numerischen Stabilit{\"a}t aufgel{\"o}st werden m{\"u}ssen und den wesentlich gr{\"o}ßeren Skalen, die die Schockfront umfasst und auf der Teilchenbeschleunigung stattfindet. Um die Stabilit{\"a}t und physikalische Aussagekraft der Simulationen sicherzustellen, werden die numerischen Bausteine mittels Testf{\"a}llen, deren Verhalten bekannt ist, gr{\"u}ndlich auf ihre Tauglichkeit und korrekte Implementierung gepr{\"u}ft. Bei den resultierenden Simulationen wird das Zutreffen von analytischen Vorhersagen (etwa die Einhaltung der Sprungbedingungen) {\"u}berpr{\"u}ft. Auch die Vorhersagen einfacherer Plasmamodelle, etwa f{\"u}r das elektrostatischen Potential an der Schockfront, das man auch aus einer Zwei-Fluid-Beschreibung erhalten kann, folgen automatisch aus der selbstkonsistenten, kinetischen Beschreibung. Zus{\"a}tzlich erh{\"a}lt man Aussagen {\"u}ber das Spektrum und die Bahnen der beschleunigten Teilchen.},
  subject      = {Stoßfreies Plasma},
  language  = {de}
}
@phdthesis{Burkart2010,
  author    = {Burkart, Thomas},
  title     = {Der Einfluss des fundamentalen Massenverh{\"a}ltnisses auf die Teilchenbeschleunigung durch Plasmainstabilit{\"a}ten},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:20-opus-56636},
  school      = {Universit{\"a}t W{\"u}rzburg},
  year      = {2010},
  abstract  = {Im Rahmen dieser Arbeit wurde ein dreidimensionaler vollrelativistischer und parallelisierter Particle-in-Cell Code geschrieben, ausf{\"u}hrlich getestet und angewandt. Der Code ACRONYM ist variabel einsetzbar und von der Genauigkeit und Stabilit{\"a}t her State-of-the-Art und somit konkurrenzf{\"a}hig zu den sonstigen in der Astrophysik eingesetzten Codes anderer Gruppen. Die Energie bleibt bis auf einen Fehler von < 0.03\% erhalten, die Divergenz des Magnetfeldes bleibt immer unter einem Wert von 10^{-12} und die Skalierung wurde mittlerweile bis zu einem Clustergr{\"o}ße von einigen 10000 CPUs getestet. In dieser Arbeit wurde dann, nach der Entwicklung des Codes, der Einfluss des fundamentalen Massenverh{\"a}ltnisses m_p/m_e auf die Teilchenbeschleunigung durch Plasmainstabilit{\"a}ten untersucht. Dies ist relevant und wichtig, da in PiC-Simulationen in den allermeisten F{\"a}llen nicht mit dem realen Massenverh{\"a}ltnis gerechnet wird, da sonst viel zu viel Rechenleistung ben{\"o}tigt w{\"u}rde, um zu sehen, was mit den Protonen geschieht und was ihr Einfluss auf die leichten Teilchen wie Elektronen und Positronen ist. Zu diesem Zweck wurden Simulationen mit Massenverh{\"a}ltnissen zwischen m_p/m_e = 1.0 und 200.0 durchgef{\"u}hrt. Diese haben alle gemeinsam, dass periodische Randbedingungen verwendet wurden und das zur Verf{\"u}gung stehende Simulationsgebiet mit jeweils zwei gegeneinander str{\"o}menden Plasmapopulationen vollst{\"a}ndig gef{\"u}llt wurde, um jegliche Art von auftretenden Schocks auszuschließen. Die Rohdaten der einzelnen Simulationen wurden auf vielf{\"a}ltige Art und Weise analysiert, es wurden z.B. Schnitte durch die Teilchenverteilung erstellt, sowie ein- oder zweidimensionale Histogramme und Energieverl{\"a}ufe betrachtet. Dabei haben sich folgende Kernpunkte ergeben: F{\"u}r Massenverh{\"a}ltnisse bis etwa m_p/m_e = 20 bildet sich die gesamte Zweistrom-Instabilit{\"a}t in nur einer Phase aus, das heißt, es bilden sich von ringf{\"o}rmigen Magnetfeldern umgebene Flussschl{\"a}uche aus, die dann verschmelzen, bis nur noch zwei {\"u}brig sind und alle Teilchen werden {\"u}ber den gesamten Verlauf der Instabilit{\"a}t beschleunigt. Es ist damit zu folgern, dass die unterschiedlich schweren Teilchenspezies Protonen und Elektronen/Positronen durch die relativ nahe beieinander liegenden Massen noch so stark gekoppelt sind, dass sich nur eine Instabilit{\"a}t entwickeln kann. Bei großen Massenverh{\"a}ltnissen (m_p/m_e > 20) ist eine deutliche Trennung in zwei Phasen der Instabilit{\"a}t zu erkennen. Zuerst bilden sich wiederum Flussschl{\"a}uche aus, diese verschmelzen miteinander (zu zweien oder mehr), bevor der erste Teil der Instabilit{\"a}t abflaut. Anschließend entstehen wieder ringf{\"o}rmige Magnetfelder und Flussschl{\"a}uche, von denen einer meist deutlich st{\"a}rker ist als all die anderen, das bedeutet, dass dieser von st{\"a}rkeren Magnetfeldern umgeben ist und eine h{\"o}here Teilchendichte aufweist. Im Rahmen dieser zweigeteilten Instabilit{\"a}t werden die Elektronen und Positronen nur in der ersten Phase signifikant beschleunigt, die deutlich schwereren Protonen gewinnen {\"u}ber den gesamten Zeitraum Energie. Die h{\"o}chstenergetischen Teilchen erreichen im Ruhesystem der jeweiligen Plasmapopulation Werte um gamma = 250. Man kann daraus f{\"u}r zuk{\"u}nftige Untersuchungen mit Hilfe von Particle-in-Cell Codes den Schluss ziehen, dass R{\"u}ckschl{\"u}sse auf das tats{\"a}chliche Verhalten beim realen Massenverh{\"a}ltnis von m_p/m_e = 1836.2 nur aus den Simulationen mit m_p/m_e >> 20 gezogen werden k{\"o}nnen, da die starke Kopplung der leichten und schweren Teilchen bei kleineren Massenverh{\"a}ltnissen die Ergebnisse sehr stark beeinflusst. Es wurde anhand der gemessenen Zeitpunkte der Instabilit{\"a}tsmaxima eine Extrapolation durchgef{\"u}hrt, die zeigt, dass die Instabilit{\"a}t beim realen Massenverh{\"a}ltnis etwa bei t = 1400 omega_{pe}^{-1} auftreten w{\"u}rde. Um dies wirklich zu simulieren m{\"u}sste allerdings mehr als die 1000-fache Anzahl an CPU-Stunden aufgewandt werden. Des weiteren wurde eine Maxwell-J{\"u}ttner-Verteilung an die Teilchenverteilungen der einzelnen Simulationen auf dem H{\"o}hepunkt der Instabilit{\"a}t gefittet, um sowohl die neue Temperatur des Plasmas als auch die Beschleunigungseffizienz des Prozesses zu berechnen. Die Temperatur erh{\"o}ht sich demnach durch die Instabilit{\"a}t von etwa 10^8K auf 10^{10} bis 10^{11}K, der Anteil suprathermischer Teilchen betr{\"a}gt 2 bis 4\%.},
  subject      = {Astrophysik},
  language  = {de}
}