Comprehensive 3D radiative magnetohydrodynamic simulations of solar prominences

Solare Protuberanzen sind faszinierende Strukturen in der Sonnenatmosphäre. Als vergleichsweise kalte und dichte Gaswolken in der heißen Sonnenkorona erscheinen sie als helle Protuberanzen, wenn sie am Sonnenrand beobachtet werden, und als dunkle Filamente, wenn sie auf der Sonnenscheibe beobachtet werden. Protuberanzen sind häufig in der Sonnenatmosphäre zu finden und können unterschiedliche Größen, Lebensdauern, Strukturen und Dynamiken aufweisen. Das schwere Plasma der Protuberanzen wird durch das Magnetfeld in der heißen und weniger dichten Sonnenkorona gehalten, wobei verschiedene Arten von Feldkonfigurationen beobachtet und modelliert werden können. Obwohl das Plasma in Sonnenprotuberanzen sehr dynamisch ist, bilden Protuberanzen stabile Strukturen, die über Stunden bis Monate existieren können. Am Ende ihrer Lebenszeit können sie sich entweder auflösen, oder instabil werden und ausbrechen, was oft mit koronalen Massenauswürfen verbunden ist. Obwohl Sonnenprotuberanzen schon seit Hunderten von Jahren beobachtet werden, gibt es viele Aspekte, die noch nicht verstanden sind. Dazu gehören ihre Entstehungsmechanismen, die Bildung der dynamischen Feinstruktur, ihre komplexen Plasmaeigenschaften sowie die Auslöser und die Entwicklung von Eruptionen. Die Untersuchung von Sonnenprotuberanzen hilft uns nicht nur, diese Aspekte ihrer Physik zu verstehen, sondern trägt auch zu unserem Verständnis der Sonnenatmosphäre im weiteren Sinne bei. Die Eigenschaften des Plasmas und des Magnetfelds von Protuberanzen stehen im Zusammenhang mit dem Verständnis des Strahlungstransports in teilweise ionisierten und optisch dichten Medien, der Messung des koronalen Magnetfelds und dessen Entwicklung, sowie dem Verständnis von Wellen und Schwingungen in der Sonnenatmosphäre. Das Verständnis der Entwicklung und Eruption von Protuberanzen kann auch zu einer langfristigen Weltraumwettervorhersage beitragen. In dieser Arbeit führen wir Simulationen mit dem radiativen magnetohydrodynamischen Code MURaM durch, um Protuberanzen in der Sonnenatmosphäre zu simulieren. Unser Aufbau basiert auf einer dreidimensionalen kartesischen Box, welche die obere Konvektionszone, die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona der Sonne beinhaltet. Als anfängliche Magnetfeldkonfiguration geben wir eine quadrupolare magnetische Arkade vor, die Bereiche konkaver Feldlinien enthält, die wir auch Dips nennen. Wir fixieren die magnetischen Fußpunkte dieser Konfiguration am unteren Rand der Simulationsbox. Die sich daraus ergebende Arkadenstruktur ist anfänglich gerade, d. h. nicht geschert. Um eine gescherte Arkade zu erzeugen, fügen wir eine untere Randbedingung für die Geschwindigkeiten an den Magnetfeldfußpunkten hinzu. Wir stellen Konfigurationen mit unterschiedlichen Magnetfeldstärken vor, sowie gerade und gescherte Konfigurationen. Unsere erste Studie zeigt, wie sich Sonnenprotuberanzen in zwei geraden Anordnungen unserer Magnetfeldkonfiguration bilden. Die Bildung von Protuberanzen wird in beiden Fällen durch Injektion von chromosphärischem Plasma gestartet. Im Verlauf der Simulation werden immer wieder kleine Mengen an kühlem Plasma von der Chromosphäre in die Korona geschleudert. Wenn eine dieser Injektionen die magnetischen Dips der Konfiguration erreicht und lange genug dort verbleibt, beginnt sich eine Protuberanz zu bilden. Das kühle und dichte Plasma, das sich in den Dips ansammelt, wird stärker gekühlt als die Umgebung, was zu einem Druckabfall führt. Dadurch wird umgebendes Plasma angesaugt und kondensiert. Die Kondensation des einströmenden heißen Plasmas und die Injektionen von kühlem Plasma aus der Chromosphäre führen zu einem Massenzuwachs der Protuberanz. Diese Massenzufuhr wird teilweise ausgeglichen, da regelmässig Teile der Protuberanz entlang der Feldlinien auf die Oberfläche zurückregnen. In einer unserer Konfigurationen wächst die Masse der gebildeten Protuberanz kontinuierlich an, während die Protuberanz der zweiten Konfiguration im Verlauf der Simulation mehrmals verschwindet und sich erneut bildet. Die entstehenden Protuberanzen haben eine Breite von $1$-$5\,\mathrm{Mm}$ und eine Höhe von $6$-$20\,\mathrm{Mm}$. Diese Größe ist vergleichbar mit der Größe von Protuberanzen in aktiven Regionen. Die Länge der Protuberanzen ist in den Simulationen aufgrund der periodischen horizontalen Randbedingungen unendlich. Darüber hinaus beziehen wir eine gescherte Magnetfeldfonfiguration ein, um die Feinstruktur der Protuberanzen in integrierter Dichte zu vergleichen. Wir stellen fest, dass sich die Feinstruktur der gescherten Arkadenkonfiguration von jener der geraden magnetischen Arkade unterscheidet. Im Fall der geraden Arkade erscheint die Feinstruktur turbulent und weist einige vertikale Strukturen auf. Im gescherten Fall erscheint diese Feinstruktur horizontaler und ähnelt damit mehr der Struktur, die typischerweise in Protuberanzen aktiver Regionen beobachtet wird. In der zweiten Studie vergleichen wir die Auswirkungen verschiedener Beschreibungen des Strahlungstransports und der Wasserstoffionisation auf die Eigenschaften der Protuberanz. Wir verwenden eine Konfiguration aus der ersten Studie und vergleichen die Ergebnisse, die wir mit den zwei existierenden Versionen der MURaM-Simulation erhalten. Die MURaM-CE Version behandelt die Atmosphäre im lokalen thermodynamischen Gleichgewicht (LTE), während die MURaM-ChE Version nicht-LTE Effekte (NLTE) in der Chromosphäre berücksichtigt, wie z. B. die Streuung von Strahlung und Nicht-Gleichgewichts-Wasserstoffionisation. Wir stellen fest, dass die Temperatur der simulierten Protuberanz davon abhängt, wie die Besetzungszahlen des Wasserstoffatoms berechnet werden. Wenn die Besetzungszahlen in LTE unter Verwendung der Saha-Gleichung berechnet werden, weist die Protuberanz eine relativ homogene Temperaturverteilung auf, mit Temperaturen von $6000$-$7000\,\mathrm{K}$ im Kern der Protuberanz. Wenn die Wasserstoffbesetzungszahlen im Nicht-Gleichgewicht (NE) durch Lösen der übergangsgleichungen berechnet werden, weist die Protuberanz eine inhomogenere Temperaturstruktur auf, mit Temperaturen von $\sim 10.000\,\mathrm{K}$ im Kern der Protuberanz. Genauso ist der Anteil an ionisiertem Wasserstoff in der Protuberanz bei der NE-Beschreibung höher als bei der LTE-Beschreibung. Wenn man die Heizung der Chromosphäre durch zurückgeworfene koronale Strahlung berücksichtigt, hat das Einfluss auf die Temperaturverteilung in der Protuberanz, wenn die Wasserstoffbesetzungszahlen in LTE berechnet werden, aber nicht für die NE-Beschreibung. Bei den LTE-Simulationen sehen wir keine starken Veränderungen in den grundlegenden Eigenschaften der Protuberanz durch die variierten Parameter. In der dritten und letzten Studie dieser Arbeit untersuchen wir, wie die Magnetfeldkonfiguration und die Struktur der Protuberanz auf horizontale Scherbewegungen reagieren. An den zwei magnetischen Fußpunkten, die mit den magnetischen Dips der Konfiguration verbunden sind, geben wir horizontale Scherströmungen als untere Randbedingung vor. Wenn wir hohe horizontale Geschwindigkeiten von $2$-$4\,\mathrm{km\,s^{-1}}$ wählen, werden die Feldlinien, welche die Protuberanz tragen, innerhalb weniger Stunden solarer Zeit stark geschert. Während des Scherungsprozesses kommt es vor, dass chromosphärisches Plasma in die Korona geschleudert wird, was Auswirkungen auf die Dynamik der Protuberanz haben kann. Wie stark die Protuberanz beeinflusst wird, variiert je nach Stärke und Ort der Scherungsströme. Unsere Simulation ist die erste Simulation einer Sonnenprotuberanz, die eine realistische Beschreibung der turbulenten Konvektionensbewegungen an und unter der Sonnenoberfläche beinhaltet. Obwohl die vorgegebene Magnetfeldkonfiguration im Vergleich zu Beobachtungen vereinfacht ist, ähnelt die Struktur und Dynamik der simulierten Protuberanz den beobachteten Eigenschaften von Protuberanzen. Für die Zukunft planen wir eine Ausweitung der vorgegebenen Magnetfeldkonfiguration auf größere gescherte Arkaden und die Bildung einer magnetischen Flussröhre. Außerdem planen wir, synthetische Beobachtungsbilder der Simulation zu berechnen und weitere Analysen zur Bildung der simulierten Protuberanz und ihrer dynamischen Feinstruktur durchzuführen.