TY - THES A1 - Kilian, Patrick T1 - Teilchenbeschleunigung an kollisionsfreien Schockfronten T1 - Partical acceleration at collisionless shock fronts N2 - Das Magnetfeld der Sonne ist kein einfaches statisches Dipolfeld, sondern weist wesentlich kompliziertere Strukturen auf. Wenn Rekonnexion die Topologie eines Feldlinienbündels verändert, wird viel Energie frei, die zuvor im Magnetfeld gespeichert war. Das abgetrennte Bündel 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 über 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 erhöhten Fluss von hochenergetischen Teilchen. Mit Radioinstrumenten empfängt man zeitgleich elektromagnetische Phänomene, die als Radiobursts bezeichnet werden, und ebenfalls für die Anwesenheit energiereicher Teilchen sprechen. Daher, und aufgrund von theoretischen Überlegungen liegt es nahe, anzunehmen, daß Teilchen an der Schockfront beschleunigt werden können. 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 Gründen als kosmische Strahlung bezeichnet werden, erreicht. Die gängige Theorie für deren Herkunft besagt, daß zumindest der galaktische Anteil durch die Beschleunigung an Schockfronten, die durch Supernovae ausgelöst 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 Supernovaüberreste aufgrund der großen Entfernung nicht direkt beobachtbar sind. Es liegt dementsprechend nahe, die Schockbeschleunigung an den wesentlich näheren und besser zu beobachtenden Schocks im Sonnensystem zu studieren, um so Modelle und Simulationen entwickeln und testen zu können. Die vorliegende Arbeit beschäftigt 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 nötig. Dementsprechend wurden die Simulationen mit einem Particle-in-Cell Code durchgeführt. Die Herausforderung ist dabei die große Spanne zwischen den mikrophysikalischen Zeit- und Längenskalen, die aus Gründen der Genauigkeit und numerischen Stabilität aufgelöst werden müssen und den wesentlich größeren Skalen, die die Schockfront umfasst und auf der Teilchenbeschleunigung stattfindet. Um die Stabilität und physikalische Aussagekraft der Simulationen sicherzustellen, werden die numerischen Bausteine mittels Testfällen, deren Verhalten bekannt ist, gründlich auf ihre Tauglichkeit und korrekte Implementierung geprüft. Bei den resultierenden Simulationen wird das Zutreffen von analytischen Vorhersagen (etwa die Einhaltung der Sprungbedingungen) überprüft. Auch die Vorhersagen einfacherer Plasmamodelle, etwa für das elektrostatischen Potential an der Schockfront, das man auch aus einer Zwei-Fluid-Beschreibung erhalten kann, folgen automatisch aus der selbstkonsistenten, kinetischen Beschreibung. Zusätzlich erhält man Aussagen über das Spektrum und die Bahnen der beschleunigten Teilchen. N2 - The magnetic field of the sun is not a simple static dipole field but comprises much more complicated structures. When magnetic reconnection changes the topology of a structure the large amount of energy that was stored in the magnetic field is released and can eject the remainder of the magnetic structure and the plasma that is frozen to the magnetic field lines from the solar corona at large velocities. This event is called a coronal mass ejection (CME). Given that the upward motion happens at velocities larger than the local Alfv\'en speed, the critical speed in the solar wind, the CME will act as a piston that drives a shock front through the solar wind ahead of itself. Satellites that monitor solar wind conditions detect an enhanced flux of high energy particles associated with the shock front. Radio instruments typically pick up bursts of electromagnetic emission, termed radio bursts, that are also consistent with processes driven by energetic particles. Thus, and due to theoretical considerations, it is safe to assume that particles can be accelerated at the shock front. Particle acceleration at collisionless shock fronts is an interesting topic for another reason. Earth is constantly bombarded by very energetic particles called (due to historical reasons) cosmic rays. The leading theory for the production of at least the fraction of cosmic rays that originate in our galaxy is acceleration at shock fronts, e.g. in super nova remnants. The large distance and consequently limited observation of these shock fronts restrict more detailed investigations. It is therefore useful to study the process of shock acceleration at shocks in the solar system that are much closer and more approachable to develop and test models and simulation methods that can be applied in different regimes. This dissertation aims at simulations of shock fronts with parameters that are close to the ones occurring in CME driven shocks. Since the goal is the investigation of the changing particle spectrum fully kinetic methods are necessary and consequently a particle in cell code was developed and used. The main challenge there is the large span of time and length scales that range from the microscopic regime that has to be resolved to guarantee stability and accuracy to the much larger scales of the entire shock fronts at which the particle acceleration takes place. To prove the numerical stability and suitability of the simulations to provide physical results all numerical building blocks are tested on problems where the correct behavior is known to verify the correct implementation. For validation purposes the results of the final shock simulations are compared with analytic predictions (such as the jump conditions from magneto hydrodynamics) and predictions of simpler plasma models (such as the cross shock potential that can be derived from two fluid theory). Finally results that can only be obtained from a self consistent, fully kinetic model, such as particle spectra and trajectories, are discussed. KW - Stoßfreies Plasma KW - Sonnenwind KW - Teilchenbeschleunigung KW - Computersimulation KW - kinetische Plasmaphysik KW - Stoßwelle KW - Schockfront Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-119023 ER - TY - THES A1 - Dürig, Tobias T1 - Fracture dynamics in silicate glasses T1 - Bruchdynamiken in Silikatgläsern N2 - Understanding the mechanisms of fragmentation within silicate melts is of great interest not only for material science, but also for volcanology, particularly regarding molten fuel coolant-interactions (MFCIs). Therefore edge-on hammer impact experiments (HIEs) have been carried out in order to analyze the fracture dynamics in well defined targets by applying a Cranz-Schardin highspeed camera technique. This thesis presents the corresponding results and provides a thorough insight into the dynamics of fragmentation, particularly focussing on the processes of energy dissipation. In HIEs two main classes of cracks can be identified, characterized by completely different fracture mechanisms: Shock wave induced “damage cracks” and “normal cracks”, which are exclusively caused by shear-stresses. This dual fracture situation is taken into account by introducing a new concept, according to which the crack class-specific fracture energies are linearly correlated with the corresponding fracture areas. The respective proportionality constants - denoted “fracture surface energy densities” (FSEDs) - have been quantified for all studied targets under various constraints. By analyzing the corresponding high speed image sequences and introducing useful dynamic parameters it has been possible to specify and describe in detail the evolution of fractures and, moreover, to quantify the energy dissipation rates during the fragmentation. Additionally, comprehensive multivariate statistical analyses have been carried out which have revealed general dependencies of all relevant fracture parameters as well as characteristics of the resulting particles. As a result, an important principle of fracture dynamics has been found, referred to as the “local anisotropy effect”: According to this principle, the fracture dynamics in a material is significantly affected by the location of directed stresses. High local stress gradients cause a more stable crack propagation and consequently a reduction of the energy dissipation rates. As a final step, this thesis focusses on the volcanological conclusions which can be drawn on the basis of the presented HIE results. Therefore fragments stemming from HIEs have been compared with natural and experimental volcanic ash particles of basaltic Grimsvötn and rhyolitic Tepexitl melts. The results of these comparative particle analyses substantiate HIEs to be a very suitable method for reproducing the MFCI loading conditions in silicate melts and prove the FSED concept to be a model which is well transferable to volcanic fragmentation processes. N2 - Forschungen mit dem Ziel die Abhängigkeiten und Mechanismen von Bruchprozessen in amorphen silikatischen Materialien exakt verstehen zu lernen, sind nicht nur in den Materialwissenschaften, sondern darüber hinaus auch in der Vulkanologie von größter Bedeutung, vor allem auch im Hinblick auf thermohydraulische Schmelze-Wasser-Wechselwirkungen (sog. "molten fuel coolant-interactions", MFCIs). Aus diesem Grund wurden Hammerschlagexperimente (HIEs) durchgeführt, um unter Verwendung einer Cranz-Schardin Funkenzeitlupe die Bruchdynamiken in exakt definierten Versuchsmaterialien zu analysieren. Die vorliegende Arbeit stellt die Ergebnisse dieser Versuchsreihen vor und beleuchtet detailliert die zeitlichen Abläufe während der Fragmentation, wobei sie ihr Hauptaugenmerk besonders auf die energetischen Dissipationsprozesse beim Rissfortschritt richtet. In den HIEs können zwei Hauptklassen von Rissen identifiziert werden, welche durch vollkommen unterschiedliche Rissmechanismen gekennzeichnet sind: Stoßwelleninduzierte "Schadensrisse" ("damage cracks") und "Normalrisse" ("normal cracks"), welche ihre Ursachen ausschließlich in Scherspannungen haben. Diesem parallelen Vorhandensein beider Rissklassen wurde mit einem neu entwickelten Konzept Rechnung getragen: Ihm zufolge sind die rissklassenspezifischen Bruchenergien direkt proportional zur jeweiligen Bruchfläche, wobei die entsprechenden Proportionalitätskonstanten als Bruchflächenenergiedichten ("fracture surface energy densities", FSEDs) bezeichnet werden. Ihre Werte wurden für alle untersuchten Targets unter verschiedenen, genau definierten Randbedingungen ermittelt. Die Auswertungen der Zeitlupenaufnahmen und die Einführung neuer bruchdynamischer Parameter ermöglichten nicht nur eine detaillierte Beschreibung der Rissentwicklung im Target, sondern darüber hinaus auch quantitative Aussagen zur Dynamik der Bruchenergiedissipationsraten. Mit Hilfe umfassender multivariater statistischer Analysen war es zudem möglich, die allgemeinen Abhängigkeiten aller relevanten Bruchparameter sowie die Einflüsse auf die kennzeichnenden Merkmale der bei der Fragmentation erzeugten Partikel herauszufinden. Auf diese Weise konnte ein wichtiges Prinzip der Bruchdynamik nachgewiesen werden, das in dieser Arbeit als "lokaler Anisotropieeffekt" (“local anisotropy effect”) bezeichnet wird. Diesem Prinzip zufolge wird die Bruchdynamik in einem Material signifikant durch die Lage von gerichteten Spannungen beeinflusst: Hohe örtliche Spannungsgradienten senkrecht zur Bewegungsrichtung des Risses bewirken eine stabilere Rissausbreitung und damit eine Verringerung der Energiedissipationsraten. In einem letzten Schritt beschäftigt sich die vorliegende Arbeit mit der Frage, welche vulkanologischen Schlussfolgerungen man aus den vorgestellten Versuchsergebnissen ziehen kann. Dazu wurden die erzeugten HIE-Fragmente mit natürlichen und experimentellen vulkanischen Aschen verglichen, welche von rhyolitischen Tepexitl- und basaltischen Grimsvötn-Schmelzen entstammten. Auf Grundlage dieser Partikelvergleiche konnte gezeigt werden, dass die Hammerschlagsversuche eine geeignete Methode darstellen, um genau jene Belastungsbedingungen zu reproduzieren, welchen Magmen während eines MFCI ausgesetzt sind. Zudem wurde damit der Nachweis erbracht, dass das in dieser Arbeit vorgestellte FSED-Konzept sich adäquat auf vulkanische Fragmentationsprozesse übertragen lässt. KW - Bruchmechanik KW - Vulkanologie KW - Sprödbruch KW - Rissbildung KW - Rissverlauf KW - Bruchfläche KW - Glas KW - Stoßwelle KW - Fragmentation KW - Fragmentationsenergie KW - Hochgeschwindigkeitskinematographie KW - explosiver Vulkanismus KW - Impaktversuche KW - fragmentation KW - fragmentation energy KW - high-speed photography KW - explosive volcanism KW - impact experiments Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-73492 ER - TY - THES A1 - Völker, Roland T1 - Staubzerstörung durch interstellare Stoßfronten T1 - Dust destruction in interstellar shocks N2 - Ein Teil der interstellaren Materie (ISM) liegt in Form von winzigen Festkörpern vor, die mit dem interstellaren Gas vermischt sind. Diese Teilchen werden als interstellarer Staub bezeichnet. Obwohl der Staubanteil an der Gesamtmasse der ISM nur etwa 1% beträgt, kann sein Einfluß auf das interstellare Strahlungsfeld und die Dynamik des Gases nicht vernachlässigt werden. So ist er die Hauptursache für Extinktion, Streuung und Polarisation von Licht. Außerdem stellt der Staub ein wichtiges Kühlmittel für das interstellare Medium dar und beeinflußt die chemischen Prozesse innerhalb der ISM. Staubpartikel unterliegen Wachstums- und Zerstörungsprozessen. So können sie Moleküle aus der Umgebung an ihrer Oberfläche anlagern (Akkretion) oder sich mit anderen Partikeln zu größeren Staubteilchen verbinden (Koagulation). Durch die Wechselwirkung mit Ionen kann Oberflächenmaterial abgetragen werden (Sputtering) und das Kollidieren von Staubpartikeln führt zu deren Zerschlagung in kleinere Teilchen oder (Shattering) deren Vaporisation. Außerdem sind Staubpartikel an das Gas gekoppelt und werden von diesem mitgerissen. Der Schwerpunkt der Vorliegenden Arbeit war die Untersuchung der dynamischen Prozesse, denen Staubpartikel bei der Durchquerung von interstellaren Stoßfronten unterworfen sind. In diesem Zusammenhang spielen vorallem die destruktiven Prozesse und die Kopplung an das Gas eine wichtige Rolle. Es wurden Gleichungen eingeführt, die die Änderung einer Staubverteilung durch diese Vorgänge beschreiben. Im Gegensatz zu bisherigen Modellen werden die Staubteilchen darin nicht allein durch ihre Masse, sondern auch durch ihre Geschwindigkeit charakterisiert. Auf diese Weise kann die Impulserhaltung bei einer Partikelkollision gewährleistet werden und es ist beispielsweise möglich auch Stöße gleich schwerer Partikel zu beschreiben. Die Gleichungen der Staub- und Hydrodynamik wurden für den Fall von stationären, eindimensionalen Stoßwellen numerisch gelöst, wobei die Wechselwirkungen zwischen Gas und Staub berücksichtigt wurden. Mit Hilfe des Modells wurden die Wirkung verschieden starker Stoßwellen auf eine Staubverteilung untersucht. Dabei wurden verschiedene Staubmaterialien zugrunde gelegt. N2 - A part of the interstellar matter (ISM) has the shape of tiny solids which are mixed with the interstellar gas. These particles are called interstellar dust. Although the dust's share of the ISM's total volume only amounts to 1%, its influence on the interstellar radiation field and the gas dynamics can't be neglected. Thus it's the chief cause of the extinction, the scattering and the polarisation of light. Furthermore the dust proves to be an important cooling agent for the interstellar medium and it influences the chemical processes within the ISM. Dust particles are subjected to processes of growth and destruction. That's why they are able to attach molecules from the environment to their surface (accretion) or to connect with other particles to form bigger dust grains (coagulation).The dust particles' surface can be carried off by interaction with ions (sputtering) and the collision of dust grains causes their breakup into smaller fragments (shattering) or their vaporization. In addition, the dust particles are linked to the gas and are carried away by it. This representation's main focus has been placed on the analysis of those dynamic processes dust particles are subjected to while crossing interstellar shock fronts. The destructive processes and the particles' linking to the gas are particularly important in this context, because they modify the dust distribution. Equations describing these modifications have been set up and a new model has been developed. But in contrast to all previous models this one characterizes the dust particles not only by their mass but also by their velocity. That way the conservation of momentum during a collision of particles can be guaranteed and moreover it's possible to describe shocks of particles having the same weight. The equations describing dust- and hydrodynamics have been solved numerically in the case of stationary one-dimensional shocks. In doing so, the interactions between gas and dust have been taken into account. The effects shocks of varying forces have on dust distribution have been examined with the help of this model. Different dust materials formed the study's base. KW - Interstellarer Staub KW - Stoßwelle KW - Dynamik KW - Numerisches Verfahren KW - Staubpartikel KW - Zerstörung KW - Stoßfronten KW - Sputtering KW - Shattering KW - grains KW - destruction KW - shocks KW - sputtering KW - shattering Y1 - 2003 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-7707 ER -