Modellering van zonne-wind: wereldwijde MHD tot kinetische behandelingen.

In dit werk gebruiken we theoretische en numerieke methoden om verschillende dynamische schalen in de atmosfeer van de zon en de zonnewind te onderzoeken. De zonnewind representeert de expansie van de atmosfeer tot zeer grote radiale afstanden, verder dan de baan van de aarde.

Na de introductie, in hoofdstuk~\ref{ch:introduction}, beginnen we onze analyse met de presentatie van potentiële krachtloze (force-free) veld extrapolaties, gebaseerd op informatie uit observaties voor het fotosferische magneetveld van verschillende instrumenten, namelijk GONG en MDI, in verschillende resoluties.
We hebben een Potential Field Source Surface (PFSS) module ontwikkeld als onderdeel van de numerieke code MPI-AMRVAC in drie dimensies in sferische coördinaten, door gebruik te maken van de decompositie methode voor sferisch harmonische functies. We nemen een bronoppervlak aan op heliosferische afstand $2.5R_\odot$.
Deze module kan gebruikt worden om de structuur van het driedimensionale globale magneetveld te schatten, overeenkomend met verschillende Carrington rotaties en synoptische magnetogrammen, als initiële conditie voor corona en zonnewind modellen.
In hoofdstuk~\ref{ch:PFSS} onderzoeken we zowel globale (PFSS) en locale (op Greense functies gebaseerde potentiaalvelden) extrapolatie schema's op sferische en cartesische roosters, respectievelijk.
Er wordt een vergelijking gemaakt tussen beide extrapolatie technieken voor de actieve regio AR10756 van de Carrington rotatie CR2029, overeenkomend met april-mei 2005.
De lokale extrapolatie methode heeft een minder dominante open-veld topologie, omdat er geen bronoppervlak wordt verondersteld in dit model, terwijl de kromming verwaarloosd is, in tegenstelling tot het globale PFSS model.

We vervolgen in hoofdstuk~\ref{ch:coronalrain} met een presentatie van numerieke simulaties in een 3D opzet, waar coronale regen fenomenen plaatsvinden in een magnetische configuratie van een quadrupolair arcade systeem in een gestratificeerde atmosfeer van chromosferische tot coronale hoogtes.
Onze simulatie is een magnetohydrodynamische simulatie waarbij anisotropische thermische conductie, optisch dunne stralingsverliezen en geparametriseerde warmte overdracht de voornaamste thermodynamische kenmerken zijn om een realistische arcade configuratie te construeren van chromosferische tot coronale hoogtes.
De verdamping van het plasma van chromosferische hoogte en overgangsregionen, veroorzaakt uiteindelijk gelokaliseerde, runaway condensatie. We observeren de formatie van plasma blobs door de thermische instabiliteit, die zich dynamisch ontwikkelen in het verhitte gedeelte van de arcade en zich dan geleidelijk naar beneden bewegen door de interchange-gerelateerde dynamica.
In dit geval is er geen grootschalige formatie van protuberansen waargenomen, in tegenstelling tot eerdere 2.5D simulaties. Maar er ontwikkelt zich een continue coronale regen, waarin duidelijke indicaties zichtbaar zijn van een Rayleigh-Taylor instabiliteit of een interchange instabiliteit. Dit zorgt ervoor dat het dichtere plasma, boven de overgangsregio, naar beneden valt, als het systeem zich beweegt naar een stabielere toestand. We gebruiken een lineaire stabiliteitsanalyse in het niet-lineaire regime, om inzicht te verkrijgen en om een schatting te kunnen geven van de evolutie van het systeem. 
Nadat de plasma blobs afdalen via de interchange, volgen ze preciezer de topologie van het magneetveld in de lagere regionen van de corona, waar ze geleid worden door magnetische dips.

In hoofdstuk~\ref{ch:SolarWind} gebruiken we een kinetisch zonnewind model met een Kappadistributie voor de elektronen, waarbij we gebruik maken van observatiegedreven magnetohydrodynamica (MHD) modellen en in-situ data.
Zonnewind modellen zijn gepresenteerd op basis van MHD, maar ook op basis van een kinetische aanpak.
In de vloeistofaanpak, gelden fotosferische magnetogrammen als observationele input in semi-empirische coronale modellen die gebruikt worden om plasma karakteristieken te schatten tot een heliocentrische afstand van 0.1AU. Vanuit daar wordt een volledig MHD model gebruikt, waarin de driedimensionale tijdsafhankelijke evolutie van de macroscopische variabelen van de zonnewind worden gebruikt, tot aan de baan van de aarde.
We vergelijken dit met de resultaten van een kinetisch exosferisch zonnewind model, gebaseerd op de aanname dat de protonen een Maxwelliaanse snelheidsverdeling aannemen en de elektronen een Kappa snelheidsverdeling. De randvoorwaarden die van toepassing zijn, worden bepaald zodanig dat we de best mogelijke vergelijking met beschikbare observaties op de baan van de aarde verkrijgen. Deze aanpak geeft fysisch inzicht in meer gedetailleerde processen, zoals coronale opwarming and versnelling van de zonnewind, die op een natuurlijke manier verschijnen in het model als er suprathermische elektronen toegevoegd worden. We zijn geïnteresseerd in het profiel van de zonnewindsnelheid en dichtheid op 1 AU, in het karakteriseren van de langzame en snelle bronnen van de wind en in het vergelijken van de kenmerken hiervan met de resultaten van de exosferische modellen onder vergelijkbare condities. We beginnen vanuit een vergelijkbare randvoorwaarde op 0.1AU en propageren de oplossing tot 1 AU om de MHD aanpak en de kinetische aanpak te vergelijken met observaties.
Daarbovenop, door het omgekeerde proces te volgen, beginnende vanuit de observaties op 1 AU en een Kappa snelheidsverdeling aan te nemen voor de elektronen, verbeteren we de randvoorwaarden dichtbij de zon, die gebruikt worden in beide modellen, met als doel voorspellingen van ruimteweer te verbeteren.