94.05.Fg Solitons and solitary waves
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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.