Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

Hoewel we het maar zelden beseffen doet ook het universum aan ``recyclage''. Sterren worden geboren uit wolken en doorlopen verschillende levensfases. Tijdens één van deze levensfases produceren sommige sterren grote hoeveelheden stof die terug de interstellaire ruimte ingeblazen worden, terwijl anderen ontploffen als supernova en op deze manier het interstellair medium verrijken. Niet alleen stof verrijkt het interstellair medium, ook het gas wordt verrijkt door bijvoorbeeld de sterrenwinden van massieve sterren. Wanneer nu een nieuwe generatie sterren geboren wordt, zal dat gebeuren met onder andere de restanten van de vorige generatie. Deze ``levenscyclus'' wordt in de loop der tijd doorlopen en opnieuw doorlopen... Deze thesis bestudeert sterpopulaties en stofvorming in de binnenste delen van de Melkweg. In hoofdstuk 2 bestuderen we OH/IR sterren in het centrum van de Melkweg. Hoofdstukken3 tot 6 zijn gewijd aan een steekproef AGB sterren die zich in de bulge bevinden. Van deze sterren zullen we in hoofdstuk 3 het stof bestuderen, in hoofdstuk 4 eigenschappen die de centrale ster karakteriseren en de variabiliteit, in hoofdstuk 5 zullen we het kristallijn stof rond OH/IR sterren bestuderen en in hoofdstuk 6 zullen we al de gevonden stofeigenschappen bestuderen in functie van de karakteristieke eigenschappen van de ster. In hoofdstuk 7 zullen we door middel van een ``galaxymodel'' de geometrie van en de sterpopulatie in de bulge bestuderen. Deze hoofdstukken zullen samen met de belangrijkste besluiten in de verschillende secties van deze samenvatting aan bod komen. 1. Inleiding In deze sectie wordt een korte inleiding gegeven over de relevante onderwerpen die in deze thesis aan bod komen (gebaseerd op Habing en Olofsson 2003, tenzij anders vermeld). 1.1 Sterpopulaties ``Sterpopulaties'' is een van de sleutelwoorden in de titel van deze thesis. Een sterpopulatie is een groep sterren die op een of andere manier samenhoort. De meest gebruikte definitie van ``sterren die samenhoren'' is die van een populatie die bestaat uit sterren met dezelfde massa, die allemaal ongeveer tegelijk geboren zijn en die dus eenzelfde leeftijd hebben en een vergelijkbare chemische samenstelling. Een andere definitie van sterpopulaties heeft het over de ruimtelijke verdeling van deze sterren. Als we de ruimtelijke verdeling van al de sterren opdelen in blokken die we bij elkaar kunnen optellen om al de sterren in een bepaalde omgeving te beschrijven, dan kunnen deze ``blokken'' ook als een sterpopulatie beschouwd worden. 1.1 AGB sterren Een belangrijk deel van deze thesis is gewijd aan AGB sterren. In de volgende secties zullen we dan ook iets meer in detail beschrijven wat een AGB ster is en hoe haar evolutie verloopt. 1.1.1 Pre-AGB evolutie De verschillende levensfases die een ster doorloopt zijn afhankelijk van haar initiële massa. Figuur 1.1 toont twee Hertzsprung-Russel (HR) diagrammen. Afhankelijk van de temperatuur en lichtkracht van een ster krijgt deze een plaats in het diagram. Het linkse HR diagram toont enkele evolutiesporen afhankelijk van de initiële massa van de ster. In deze thesis worden hoofdzakelijk lage-massa sterren bestudeerd. Ze hebben massa's vergelijkbaar aan die van onze Zon. De evolutie hier beschreven, is dus ook geldig voor onze Zon. Onze Zon bevindt zich momenteel op de ``hoofdreeks'' (Main Sequence: MS). In deze fase van haar leven zet de ster waterstof (H) om in helium (He). Het rechterpaneel in Figuur 1.1 toont het evolutiespoor voor deze laag-massieve sterren. Wanneer alle waterstof in de kern opgebrand is, verlaat de ster de hoofdreeks. De kern produceert geen energie meer om de zwaartekracht tegen te werken en de ster trekt samen. Hierdoor stijgt de temperatuur en op een gegeven moment is de temperatuur hoog genoeg om in een schil rond de kern waterstof om te zetten in helium. Nu is de ster een rode reus en bevindt ze zich op de rode reuzentak (Red Giant Branch: RGB). Door de waterstofschilverbranding stijgt de temperatuur in de binnenste delen van de ster nog steeds. Op een gegeven moment is de temperatuur in de kern hoog genoeg om nu ook de helium-kern om te zetten in zuurstof en koolstof. Wanneer dit gebeurt is de RGB fase voorbij en bevindt de ster zich op de horizontale tak (Horizontal Branch: HB). Wanneer in de kern alle helium opgebruikt is, trekt de ster weer samen waardoor de temperatuur stijgt. Door deze temperatuursverhoging is het weer mogelijk om in een schil waterstof te gaan verbranden. De waterstofschilverbranding is op dit moment de grootste energieleverancier van de ster. De HB fase is ten einde en de ster bevindt zich nu op de asymptotische reuzentak (Asymptotic Giant Branch: AGB). 1.2.2 Structuur en evolutie van een AGB ster Een AGB ster kan ruwweg in vier delen verdeeld worden: een kleine, heel hete en dichte kern; een grote, hete en minder dichte stellaire enveloppe; een ijle warme atmosfeer en een heel grote, heel ijle en koele circumstellaire . In het begin van de AGB fase, de vroege-AGB (Early-AGB: E-AGB), zorgt zoals reeds vermeld de waterstofschilverbranding voor de meeste energie. De lichtkracht van de ster en temperatuur van de kern blijven toenemen. Op een gegeven ogenblik is de temperatuur hoog genoeg om ook aan heliumschilverbranding te doen. Op dit ogenblik zijn er dus twee schillen die voor energie zorgen: de waterstofschil en de heliumschil. Door de grote hoeveelheid energie die op deze manier vrijkomt wordt de heliumschilverbranding onstabiel, waardoor helium heel snel wordt omgezet in koolstof. Dit veroorzaakt een heliumflits ook wel een thermische puls genoemd. De ster is nu in de zogenoemde thermisch pulserende AGB fase (Thermally pulsing AGB phase: TP-AGB). De steratmosfeer is zeer gevoelig voor deze fysische processen die dieper in de ster gebeuren. Door de variabiliteit van de ster kunnen schokgolven onstaan waardoor korrelvorming kan optreden. Een ander effect van deze schokken is massaverlies. In het begin van de AGB fase is dit nog heel laag (1e-8 zonsmassa’s per jaar), maar aan het einde van de AGB fase kan dit oplopen tot 1e-4 zonsmassa’s per jaar. Door het massaverlies wordt er een circumstellaire enveloppe (CSE) van ontsnappend gas en stofdeeltjes gevormd. De moleculen bevinden zich dicht bij de ster in lagen, waarvan de grootste een water laag en een CO laag zijn. De stofdeeltjes daarentegen bevinden zich verder weg van de ster waar de temperatuur laag genoeg is opdat ze zouden kunnen blijven bestaan. Stof kan gevormd worden vanaf ongeveer 1800K (ongeveer 1530° C). Het soort stof dat gevormd wordt is afhankelijk van de samenstelling van de ster, zuurstofrijk of koolstofrijk. In deze thesis bestuderen we zuurstofrijke sterren en de stofvorming rond deze sterren zal dan ook vnl. zuurstofrijk zijn. Figuur 1.6 toont de verschillende karakteriserende parameters voor AGB sterren. Bovenaan de figuur zien we de effectieve temperatuur, daarna de lichtkracht relatief aan de zonslichtkracht, de periode in dagen, het massaverlies (in grootheden van 1e-6 zonsmassa’s per jaar) en de totale massa. Deze figuur toont hoe de grootheden veranderen tijdens de AGB evolutie fase. De effectieve temperatuur daalt naarmate de tijd verstrijkt en de AGB ster evolueert, maar de andere grootheden nemen toe. In het begin van de AGB fase gebeurt dit allemaal vrij continue, maar wanneer de TP-AGB fase aanbreekt, zien we ten gevolge van de thermische pulsen plotse en grote veranderingen in deze grootheden. Op het einde van de AGB fase verliest de ster een significant deel van haar massa ten gevolge van de zogenaamde ``superwind'' fase. Tijdens deze periode zijn de massaverliezen heel hoog 1e-4 zonsmassa’s per jaar. Op het einde van de AGB fase domineert het massaverlies de evolutie van de ster. De straal wordt steeds kleiner en hierdoor verplaatst de ster zich in het HR diagram naar links. De AGB fase is ten einde en de ster wordt nu een post-AGB ster genoemd. Bij sommige post-AGB sterren wordt de materie die zich nog in de omgeving van de ster bevindt, geïoniseerd. Hierdoor wordt dit materiaal zichtbaar. Zo’n object wordt een planetaire nevel (Planetary Nebula: PN) genoemd. 1.2.3 Variabiliteit AGB sterren worden ook vaak geclassificeerd op basis van hun variabiliteit. Vanuit historisch perspectief worden ze vaak in vier klassen opgedeeld: de onregelmatig pulserende, de semi-regelmatig pulserende, de Mira variabelen en de door stof omhulde variabelen (dust-enshrouded variables). Op basis van de variabiliteit wordt voor AGB sterren vaak een periode-lichtkracht diagram. Op dit diagram kunnen we verschillende parallelle reeksen ontdekken die belangrijk zijn in dit werk. Op reeks A, B en het onderste deel van reeks C bevinden zich de semi-regelmatig pulserende variabelen. De Mira variabelen bevinden zich op reeks C. De oorsprong van de sterren op reeks D is nog niet helemaal begrepen. 1.2.4 Stofvorming en de zuurstofrijke stofcondensatiereeks Zoals reeds vermeld verliezen AGB sterren gedurende deze fase in hun evolutie grote hoeveelheden van hun massa door middel van een trage massieve sterrenwind. In deze wind kan stof gevormd worden. De zuurstofrijke stofcondensatiereeks beschrijft op basis van theoretische studies de volgorde waarin dit stof gevormd kan worden. We zullen de condensatiereeks beschrijven te vertrekken van aluminium en silicaat (SiO) (gebaseerd op Tielens et al. 1997; Cami 2002). Aluminium (Al) is in zuurstofrijke AGB sterren een relatief veel aanwezig element, daarom is het belangrijk om de Al condensatiereeks te bekijken voor zuurstofrijke omgevingen. Corundum (a-Al2O3, de kristalijne vorm van aluminiumoxyde, ook wel alumina genoemd -- Al2O3) is het eerste stofdeeltje dat volgens de zuurstofrijke condensatiereeks gevormd wordt en dit rond ongeveer 1760K. Wanneer corundum afkoelt, reageert het met SiO, Ca en Mg in de gasfase en vormt meliliet (een Ca-Na-Al-Mg-Fe-silicaat), eerst in de vorm van puur gehleniet (Ca2Al2SiO7). Later wordt dit gehleniet gedeeltelijk omgevormd in akermaniet (Ca2MgSi2O7) rond 1550K, alumina (boven 1510K) en spinel (MgAl2O4) onder 1510K. Rond temperaturen van 1450K wordt uit meliliet diopsiet (CaMgSi2O6) gevormd en spinel. Deze laatste twee reageren dan weer tot anorthiet (CaAl2Si2O8). De meeste mineralen die silicium (Si) bevatten worden gevormd via een andere condensatiereeks. Het meeste silicaat condenseert eerst rond 1440K in forsteriet (Mg2SiO4). Forsteriet behoort tot de familie van de olivijnen (a(2x)$b(2-2x)SiO4 met a en b: Mg, Fe, Mn, Co of Zn). Het overtollig SiO wordt dan gebruikt om forsterite om te zetten in enstatiet (MgSiO3, een pyroxeen) rond 1350K. Waar ijzer (Fe) in deze reeksen thuishoort is op dit ogenblik nog niet duidelijk. Hoogstwaarschijnlijk word metallisch ijzer gevormd, maar Fe kan ook gebruikt worden om forsteriet en fayaliet (Fe2SiO4) te vormen rond 1100K. Daarnaast worden magnesium-ijzer-oxides vaak waargenomen in AGB sterren, vnl. Mg0.1Fe0.9O, maar deze molecule heeft geen plaats in de condensatiereeks. Zuurstofrijke AGB sterren vertonen veel verschillende soorten stof. Bijna al deze stofsoorten komen voor in de zojuist beschreven condensatiereeksen. AGB sterren die per jaar grote hoeveelheden massa verliezen, vertonen stofspectra gedomineerd door amorf silicaat en ook kristallijne olivijnen en pyroxenen kunnen erin aangetroffen worden. De stofspectra van AGB sterren die niet veel massa verliezen per jaar, vertonen voornamelijk alumina en magnesium-ijzer-oxides. Welk stof gevormd wordt is afhankelijk van de dichtheid van de deeltjes en daardoor dus ook van de grootte van het massaverlies. De ``freeze out'' is de term die aanduidt dat de dichtheid in het stofvormingsgebied te laag is zodat de condensatie van een volgende stofsoort in de condensatiereeks niet meer kan plaatsvinden. Op dit ogenblik stopt dus de condensatie van stofsoorten in een andere stofsoort. Wanneer we een verzameling AGB sterren bestuderen met verschillende massaverliezen, zien we dus deze ``freeze out'' voorkomen op verschillende tijdstippen en kunnen we dus bestuderen of het stof gevormd wordt in de volgorde die de stofvormingsreeksen aangeven. 1.2.5 OH/IR sterren OH/IR sterren zijn zuurstofrijke-AGB sterren aan het einde van hun levensfase op de AGB. Ze verliezen grote hoeveelheden massa en daardoor wordt het stof in de circumstellaire enveloppe optisch dik. De ster kan daardoor in het optisch golflengtebereik niet meer gedetecteerd worden. OH/IR sterren worden dus bestudeerd op langere golflengten zoals in het infrarode- of radiogebied van het elektromagnetisch spectrum. OH/IR sterren zijn niet alleen AGB sterren aan het einde van hun AGB fase, ze behoren ook tot 'e'en van de subklasses van de masers. Doordat ze OH maseren zijn ze makkelijk identificieerbaar op radio golflengtes (de OH maser kan o.a. waargenomen worden op 1612MHz). Wanneer grote gebieden aan de hemel afgezocht worden op zoek naar OH/IR sterren, gebeurt dat dan ook het vaakst via radiotelescopen. Masering is een vorm van gestimuleerde emissie: wanneer een foton geabsorbeerd wordt door een molecule, komt deze molecule in een hoger energie stadium, de molecule wordt geëxiteerd. Wanneer nu een foton in de buurt van de al geëxiteerde molecule komt, kan deze passerende foton een de-exitatie stimuleren. De molecule verliest dan zijn extra energie in de vorm van een foton. Dit foton heeft dezelfde energie en richting als het foton dat de de-extitatie stimuleerde. In normale omgevingen is dit een uitzonderlijk fenomeen. Wanneer er echter sprake is van ``populatie-inversie'' is het een frequent voorkomend fenomeen. We spreken van populatie-inversie wanneer er zich meer moleculen in een hoger energieniveau bevinden dan in een lager energieniveau. Het sterkste masering effect kunnen we waarnemen wanneer we het grootste aantal hoeveelheden deeltjes met dezelfde snelheid zien bewegen. In praktijk komt dit dus voor wanneer onze gezichtslijn door de centrale ster gaat, dan zien we een maximaal aantal deeltjes met eenzelfde snelheid richting ons bewegen en een maximaal aantal deeltjes met dezelfde snelheid van ons weg. De deeltjes die met deze gelijke snelheid, maar in tegenovergestelde richting bewegen, zorgen voor het typische dubbel gepiekte snelheidsprofiel bij maser objecten. Het snelheidsverschil tussen deze twee pieken ∆ V is een indicator van de initiële massa van de ster en ook van de gasexpansiesnelheid (vexp). 1.3 De Melkweg Onze Melkweg is een spiraalvormig melkwegstelsel en kan in vier delen opgesplitst worden: de schijf, een centrale verdikking (de bulge), de halo en het centrum. Figuur 1.8 toont een samengestelde figuur van onze Melkweg in het nabij-infrarood (nabij-IR). Op de figuur kunnen we duidelijk het vlak of de schijf herkennen en in het midden de bulge met de halo. Vermits we deel uitmaken van ons eigen melkwegstelsel kunnen we geen beelden maken van de Melkweg als geheel. Maar toch beschikken we, doordat we er zelf deel van zijn, over drie-dimensionele informatie. Dit soort informatie kunnen we voor andere melkwegstelsels enkel indirect verkrijgen. Deze thesis bestudeert sterren in de binnenste delen van de Melkweg, in de bulge en in het centrum. Door de grote hoeveelheid sterren die zich in de binnenste delen van de Melkweg bevinden en omdat we van deze sterren kunnen veronderstellen dat ze zich ongeveer even ver van ons bevinden, is dit gedeelte van onze Melkweg een heel interessante omgeving om te bestuderen. Maar er zijn ook nadelen aan, net door het grote aantal sterren die zich hier bevinden is het vaak moeilijk om de sterren te identificeren die men wil observeren. Daarnaast bevindt er zich ook heel veel stof in deze gebieden wat voor verroding van de sterren zorgt. Gelukkig zijn er ook een aantal gebieden waar deze verroding kleiner is. Drie van deze gebieden werden geselecteerd door Baade: het Sgr I-venster, het Sgr II-venster en het NGC~6522-venster. Dit laatste wordt ook vaak Baade's venster genoemd. In de binnenste regionen van de Melkweg kunnen we ook heel wat substructuren ontdekken. Figuur 1.9 toont de binnenste delen van de Melkweg. Deze figuur bevat ook de bulge en een van de substructuren die we kunnen zien is die van een balk (bar). De laatste decennia is de discussie omtrent deze balk hevig gevoerd en bewijs ervoor komt van verschillende onafhankelijke studies. Daarom is het hoogstwaarschijnlijk dat deze balk effectief bestaat, maar over de exacte bepaling ervan (massa, vorm, de hoek die de balk maakt met de lijn tussen de Zon en het centrum van de Melkweg, leeftijd,...) is nog geen consensus bereikt. Het is zelfs nog niet duidelijk of men een onderscheid moet maken tussen de bulge en de balk: soms wordt met de bulge de balk genoemd, soms bedoelt men met de balk een substructuur in de bulge. In deze thesis zullen we het formalisme aannemen dat beschreven is in Sevenster (1999): bulge gebruiken we voor de galactische component in de richting van l <= 10º en met balk bedoelen we de substructuur in de bulge. 2. Nabij-IR spectroscopie van OH/IR sterren in het centrum van de Melkweg OH/IR sterren in het centrum van de Melkweg worden

Academic collection --- 52 --- Astronomy. Astrophysics. Space research. Geodesy --- Theses

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

Academic collection --- 52 --- Astronomy. Astrophysics. Space research. Geodesy --- Theses

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

Academic collection --- 52 --- Astronomy. Astrophysics. Space research. Geodesy --- Theses

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

Coronal Mass Ejections (CMEs) belong to the most violent and fascinating events in the solar system. These events involve large-scale changes in the coronal structure and significant disturbances in the solar wind. Especially the massive, fast CMEs are interesting to study as these events cause shocks that propagate through the interplanetary (IP) space. In these IP shock waves energetic particles continuously accelerate giving rise to gradual solar energetic particle events (SEPs). The interplanetary (IP) shocks, energetic particles, and magnetic clouds created by CMEs can interact with the magnetosphere of the Earth, causing geo-magnetic storms which can have harmful consequences for communication and navigation systems, power supplies, etc. The various perturbations of the Earth's magnetosphere and outer atmosphere caused by the solar activity is what is called space weather. In our modern high-tech society, the importance of reliable predictions of the space weather and its effects on technological systems, human life and health gains more and more importance. Consequently, a careful study of the origin, the structure, and the propagation characteristics of those violent solar phenomena is essential for a deeper insight into space weather physics. Since the beginning of the space age, the knowledge about the Sun has tremendously increased. Still, many questions remain unanswered. In general, it is agreed that CMEs are the result of a catastrophic loss of mechanical equilibrium, though, the exact trigger mechanism is still unknown. A possible tool to get a better understanding of these phenomena are numerical simulations. Mathematical models were developed for the initiation and propagation of coronal mass ejections (CMEs) and numerical simulations were performed on the basis of these models, with the objective to obtain a clearer view of the evolution and structure of these massive and violent solar eruptions. The simulations were carried out in the framework of ideal magnetohydrodynamics (MHD), where the Versatile Advection Code was used to advance the ideal MHD equations in time. At the beginning of this doctoral research, only little experience in simulating the solar wind and CMEs was available at the Centre for Plasma-Astrophysics and the computer facilities were very limited. Due to these limitations, the simulations were performed in axial symmetry and we only considered simple CME models, such that the simulations could be executed on desktop PCs in a reasonable time span. At present, a high performance cluster named VIC, with more than 800 computational cores is available at the K.U.Leuven. The enlarged computer facilities made it possible to simulate the evolution of a CME event from the Sun to the orbit of the Earth in a fully three-dimensional configuration using massive parallel computations. Several models for the solar wind often encountered in the literature were reconstructed and used as a background model for the medium in which the CMEs were studied. The models differ in the manner the heating and acceleration of the solar wind plasma is taken into account. In total, three solar wind models applicable for solar minimum conditions were reproduced. In a first model the energy equation was simplified by assuming a polytropic relation between the pressure and density. Because of its simplicity, this wind model is fairly popular in the literature, in spite of its clear shortcomings. For example, this model does not reproduce very well the observed velocity difference between wind from coronal holes and closed magnetic field line regions. Improvement can be obtained by adding heating and/or momentum source terms to the ideal MHD equations. The second wind model is similar to the model developed by Groth et al. (2000) and contains an additional volumetric heating/cooling term that mimics the heating and cooling mechanisms present in the solar atmosphere. In a third wind model, the effect of Alfvén waves was taken into account, yielding an extra pressure term in the momentum equation, and as such causing additional acceleration of the solar wind plasma. Important is the fact that those three wind models were all reconstructed with the same numerical technique, on the same mesh, and by using the same initial and boundary conditions. As a result, the only difference between the models concerns the physics included in the equations and an objective comparison of the different simulations is thus possible. We studied the effect of the background wind model on the CME initiation. The CMEs were driven by shearing motions of the magnetic foot points and a parameter study was carried out in order to investigate the effect of the shear velocity on the initiation and evolution of the CME and its associated flux rope. We came to the conclusion that it is not the shear velocity, but rather the accumulated amount of shear that determines when exactly the flux rope is formed, in agreement with the findings of Mikic & Linker (1994). In spite of the fact that in the simulations we assumed axial symmetry, realistic amounts for the released magnetic energy were obtained. The amount of energy stored in the magnetic field and the time of the CME onset are both dependent on the background solar wind model. This dependence has been quantified. The CME velocity profile has the typical profile of a slow CME, where the final velocity of the flux rope is of the same order as the slow wind speed. Logically, the velocity and acceleration of the flux rope depend on the used model for the background solar wind. The shear velocity too has an influence on the CME velocity: the faster the shearing, the faster the propagation of the flux rope. This is due to a more efficient conversion of magnetic energy to kinetic energy. Depending on the width of the shear region with respect to the width of the closed field line region, the flux rope is created faster or slower, or not at all in the case when the shear region is too narrow. The amount of helicity injected in the coronal volume was also calculated. It turned out that a certain threshold in helicity has to be exceeded so that the instability leading to the formation of the flux rope could occur and that this threshold is dependent on the background medium. We concluded that the determining factor in the onset of the instability is not the amount of helicity injected through the boundary, but rather the total amount of helicity in the coronal volume. Next, we present the results of a study in which we investigated the influence of the background solar wind on the evolution of a fast CME. For this purpose, a simple density blob model was used to initiate the CME. In the blob model, we have free control over the amount of added density and velocity, and as such over the amount of momentum and energy included in the CME. The different velocity and density structures of the background solar wind models lead to different average propagation velocities of the CMEs. But also the shock strength and the spread angle of the CME are influenced by the background wind model. The front of the CME is shaped by the density and velocity structure of the background medium, and as such it differs from wind model to wind model. These simple simulations were able to reproduce typical CME associated observations, like the refraction of the helmet streamer and the occurrence of post-flare loops. The associated reconnection down-flows were of the same order of magnitude as the observed ones. Simulations with a magnetised blob were performed as well, and the effect of the polarity of the flux rope (included in the plasma blob) on the CME evolution was investigated. Depending on the polarity of the flux rope, we referred to these different CME models as magnetised inverse (for a flux rope magnetic field in the same direction as the overlying field) and magnetised normal (for a flux rope magnetic field in the opposite direction as the overlying field) according to the terminology used by Low & Zhang (2002). Depending on the magnetic field inside the flux rope, the magnetic forces are distributed differently and, as a consequence, the evolution of the CME is different as well. The normal CME propagates slightly faster than the inverse one, but also the distribution of the mass and the spread angle of the CME depend on the polarity in the flux rope. The evolution path of the two types of CMEs was investigated and it was found that the inverse CMEs have the tendency to be refracted towards the equatorial region, whereas the normal CMEs are refracted towards the polar region. The differences in magnetic polarity, the mass distribution, the spread angle, and the evolution path, yield a different geo-effectiveness for the two types of CMEs. The shock topology was investigated as well. We concluded that the plasma is in the pressure dominated regime, and that in these simulations only shocks of the fast magnetosonic type are present. The previous two studies were both performed under the assumption of axial symmetry, which considerably reduces the computational cost, but also puts serious restrictions on the validity of the results. Since real CMEs on the Sun possess a clear three-dimensional (3D) structure, the assumption of axial symmetry is apparently not realistic. Therefore, a fully three-dimensional simulation was performed, where the three-dimensional counterpart of the blob model was used to generate the CME. In this way, we were able to compare the output of the three-dimensional simulation with analogous axisymmetric (2.5D) simulations, in order to point out the differences and check the reliability of the axisymmetric results. Three different axisymmetric simulations were set up: one simulation with exactly the same initiation parameters as in the 3D simulation, a second simulation where the same amount of mass was provided in the plasma blob as in the 3D case, and a third simulation where the size and density in the plasma blob where adjusted in order to obtain the same amount of momentum as in the 3D blob. It turned out that the latter one is in best agreement with the 3D simulation. The 2.5D simulation with the similar amount of momentum showed a similar evolution of the CME front and the centre of mass in time as the 3D simulation. We concluded that the axisymmetric simulations can be used as a simple first approach to estimate the time of arrival and the density structure of the CME and that they correspond well with the 3D result, provided that appropriate CME initiation parameters are chosen. In a final 3D simulation, a fast CME was modelled and followed up to the orbit of the Earth. As initial condition, a flux rope was superposed on top of a stationary background solar wind, where the wind was an approximation of the solar wind under solar minimum conditions. The modified Miller-Turner solution Romashets & Vandas (2003) was used to describe the magnetic field inside the initial flux rope. To keep the analogy with the previous 2.5D solutions, extra density and velocity was added to the flux rope. The flux rope was subjected to the stretching transformations of Gibson & Low (1998) in order to imitate a rising prominence by the initial configuration. The CME was followed during more than 100h and the simulation used 440 compute cores of the VIC cluster for about 10 days. The simulated height-time profiles showed the typical strong deceleration observed in fast CME events, and the arrival time at 1AU fitted within the error boundaries of the empirical shock arrival model of Gopalswamy et al. (2005). Images similar to coronagraph pictures were produced. Clear evidence of post eruption arcade structures were present in the simulation. The simulated CME conserved its shape throughout the simulation, in agreement with the self-similar CME behaviour often observed in coronagraph images. A constant expansion speed of 70km/s was found for the CME when travelling through interplanetary space. For an observer hit by the nose of the CME, the typical characteristics of a magnetic cloud are present in the simulation. The measured plasma parameters are strongly dependent on the position of the observer. Even a change of a few degrees can already yield a strong change in the geo-effectiveness of the CME. The added amount of energy and mass in the initial flux rope was close to the estimated amount of mass and energy present in the April 4, 2000 CME event. The measured ACE profiles for this event were compared to the simulated plasma properties and it turned out that the shock arrival time and shock strength of the simulated event were in quite good agreement with the April 4, 2000 event. This simulation demonstrated that, although the CME initiation mechanism was missing in the simulation, by fine-tuning the initial parameters the measured ICME profiles of real events can, to some extent, be approximated by numerical MHD simulations. Although the presented simulations are definitely susceptible to further improvements, they showed realistic CME behaviour and provided essential knowledge about the CME propagation. The simulations also demonstrated the need for stable, accurate, and fast numerical schemes, and the continuous improvement of numerical techniques. The recent change in the AMR version of the code, makes it an attractive tool for future simulations of the Sun-Earth system. The simulations also demonstrated the need for a reliable and accurate model for the background solar wind. Even a small change in the density, velocity, or magnetic field structure might lead to a change in the geo-effectiveness of the superimposed CME. The recently launched STEREO and Hinode missions, and the future planned missions (e.g. SDO, Solar Orbiter) will provide a plethora of new and more detailed observations. This stream of new information will be used to drive the initial and boundary conditions of the numerical models, which will yield substantial improvements over the existing simulations. Met haar doctoraatsonderzoek tracht Carla Jacobs een beter inzicht te krijgen in de structuur en de interplanetaire evolutie van coronale massa-ejecties (CME's). De buitenste laag van de atmosfeer van de zon is meer dan een miljoen graden Kelvin heet en vertoont een duidelijke structuur ten gevolge van het aanwezige magneetveld. Wanneer de magnetische energie toeneemt, door bijvoorbeeld schuifelende bewegingen van de magnetische voetpunten of door opwelling van nieuwe magnetische flux, kan er een instabiliteit van het magneetveld optreden, met als resultaat de opening van de magnetische veldlijnen en het vrijgeven van een enorme hoeveelheid zonnemateriaal en energie. Deze zonnefenomenen noemt men zonne-uitbarstingen of ook wel coronale massa-ejecties. Vooral de zeer energetische uitbarstingen zijn interessant om te bestuderen, omdat ze dikwijls voorafgegaan worden door een sterke schok. In deze schok kunnen geladen deeltjes versneld worden tot zeer hoge snelheden. Wanneer deze wolken van coronaal materiaal uitgestoten worden in de richting van de Aarde, kunnen de schok, de geladen deeltjes die ze voortbrengen en de bijhorende magnetische wolk interageren met het magneetveld van de Aarde. Dit kan een geo-magnetische storm veroorzaken met mogelijk negatieve gevolgen, onder andere voor communicatie- en navigatiesystemen. Het correct kunnen voorspellen van de impact van dergelijke coronale massa-ejecties op de Aarde is dan ook van uitermate groot belang voor onze hoog-technologische samenleving. Numerieke simulaties zijn een mogelijk middel om een beter begrip te krijgen van de structuur en evolutie van deze impressionante zonne-uitbarstingen. De coronale massa-ejecties planten zich voort in de zonnewind. Dit is een continue stroom van geladen deeltjes afkomstig van de Zon die het medium tussen Zon en Aarde vult. De zonnewind en de zonne-uitbarstingen werden bestudeerd in het kader van het mathematisch model van de magnetohydrodynamica (MHD), waarbij de vergelijkingen voor ideale MHD werden opgelost met behulp van de eindige-volume code VAC. Voor deze simulaties werd er extensief gebruikt gemaakt van parallelle berekeningen op de K.U.Leuven cluster VIC. Verschillende modellen voor de zonnewind, die vaak gebruikt worden in de literatuur, werden gereconstrueerd waarbij elk model werd gesimuleerd met hetzelfde numerieke schema, gebruik makend van hetzelfde grid, en met identieke begin- en randvoorwaarden, zodat de enige verschillen tussen de modellen volledig te wijten zijn aan de verschillen in fysica vervat in de vergelijkingen. De verschillende simulaties tonen aan dat zowel het model voor het achtergrond medium als de initiatieparameters een effect hebben op de evolutie van de CME's. Zo is gebleken dat de hoeveelheid magnetische heliciteit aanwezig in het coronale volume een belangrijke factor is in de aanzet van de instabiliteit in het magneetveld. Anderzijds zorgt een verschil in dichtheids- en snelheidsstructuur van de zonnewind voor een verschil in voortplantingssnelheid van de CME, een verschil in schoksterkte en een verschil in uitspreiding van het coronaal materiaal. Ondanks het feit dat deze simulaties een sterke vereenvoudiging van de werkelijkheid inhouden, was het mogelijk om vele typische observationele kenmerken van CME's te reproduceren. Deze simulaties hebben het potentieel om de gemeten plasmavariabelen tijdens het voorbijtrekken van een CME op een kwalitatieve manier te reproduceren en in zekere mate te voorspellen.

Academic collection --- 52 --- 51 --- Astronomy. Astrophysics. Space research. Geodesy --- Mathematics --- Theses --- 51 Mathematics