MHD simulaties van magnetische fluxbuizen: vorming en eruptie

In deze thesis bestuderen we de vorming van magnetische fluxbuizen in de zonsatmosfeer, en hun uitbarstingen, veroorzaakt door convergerende stromingen in de fotosfeer van de zon. We doen dit via 2.5 dimensionale numerieke simulaties, en we vertalen de simulaties naar waarnemingen via voorwaarste modellering: de magnetohydrodynamische (MHD) studies worden omgezet naar beelden in specifieke golflengtes.

Hoofdstuk 1 introduceert en kadert ons onderzoek, waarbij het een overzicht geeft van recente studies over coronale massa ejecties (CMEs), zonnevlammen en prominensen.

In hoofdstuk 2 geven we een theoretische fundering voor de MHD beschrijving, en introduceren we de numerieke methodes die we gebruiken.

In hoofdstuk 3 realiseren we een 2.5 dimensionale MHD simulatie, die gaat van de zonnechromosfeer, door de transitiezone, en tot in de corona van de zon. Een initieel boogvormig magneetveld wordt via een opgelegde, gestage verplaatsing van zijn voetpunten, gedwongen tot de vorming van een fluxbuis. Dat gebeurt via magnetische reconnectie en dit zorgt uiteindelijk ook voor de uitbarsting van een CME. Tijdens dat proces wordt ook een prominens gevormd, die ontstaat via het opliften van materiaal uit de chromosfeer. De magnetische fluxbuis gaat na een initiële fase over tot een graduele versnelling. De reconnectie die plaatsgrijpt wijzigt van een zogeheten Sweet-Parker (trage) reconnectie tot één waarbij er zich een chaotisch regime met vele magnetische eilanden vormt.

In hoofdstuk 4 gaan we over tot voorwaartse modellering van de simulatie. De evolutie van de elektrische stroomverdeling tijdens de CME kan worden ingedeeld in vier fases. Eerst vormt zich een ‘current sheet’ (CS), die steeds langer en langer wordt. Resistieve instabiliteiten breken die CS op, bij het begin van de tweede fase. De magnetische eilandjes uit dat proces verdwijnen weer in de derde fase, om vervolgens weer spontaan te vormen in een vierde fase. Synthetische beelden en lichtkrommen in de zeven kanalen van de SDO/AIA satelliet, met name in 94, 131, 171, 193, 211, 304 en 335 Å, alsook in 3-25 keV thermische X-stralen worden geconstrueerd. Zoals in echte waarnemingen vinden we een bron van X-straling in de top van de lus en bij de magnetische eilanden. Quasi-periodische pulsaties (QPPs) ontstaan in enkele van de SDO/AIA kanalen, tijdens de fases met intense interacties tussen de magnetische eilandjes.

Hoofdstuk 5 vat onze thesis samen, en geeft een kijk op lopend en toekomstig onderzoek.