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Die Plasmaumgebungen von Saturns Monden Enceladus und Rhea: Modellierung von Cassini Magnetfeld-Daten
No full textOne of the most fascinating discoveries of the Cassini mission was the plume of water vapor and dust below the small moon Enceladus. The interaction between this plume and Saturn's magnetospheric plasma by means of charge exchange and pick-up of newly born ions leads to a large-scale perturbation of Saturn's magnetic field, the Alfven wing. In this thesis, analytical models as well as simulations with the hybrid code A.I.K.E.F. (Adaptive Ion-Kinetic Electron-Fluid) are applied to study the processes that generate these field perturbations. The results are compared with Cassini Magnetometer (MAG) data obtained during the 20 Enceladus flybys, which took place between 2005 and 2013.
It is shown that electron absorption by dust leads to a reversal of the Hall current, which is referred to as the ''Anti-Hall effect''. The resulting twist of the magnetic field has been observed during all Enceladus flybys so far. In a second study, the plasma simulations are combined with simulations of the 3D profile of the plume. Thereby, the effect of the distorted electromagnetic fields on the charged dust grains is considered. It is demonstrated that the magnetic field signatures indicate the pick-up of nanograins.
In addition, magnetic field observations from the polar R2 and R3 flybys of Saturn's largest icy moon Rhea are analyzed. Observations of exospheric neutral gas suggest Rhea to be embedded in a tenuous gas envelope. However, the interaction of this gas with the magnetospheric plasma does not cause any measurable magnetic field draping pattern detected above the poles of the moon. Instead, it is shown that the finite length of Rhea's wake leads to a diamagnetic current that generates a weak Alfven wing pattern which has been detected by the Cassini spacecraft.Eine der spektakulärsten Entdeckungen der Cassini-Mission war die Beobachtung einer Wolke (Plume) aus Wasserdampf und Staub unterhalb von des kleinen Mondes Enceladus. Die Wechselwirkung dieses Plumes mit Saturns magnetosphärischem Plasma durch Ladungsaustausch und Pick-up neu erzeugter Ionen führt zu einer großskaligen Störung von Saturns Magnetfeld, dem Alfven-Flügel. In dieser Arbeit werden analytische Modelle und Simulationen mit dem Hybrid-Code A.I.K.E.F. (Adaptive Ion-Kinetic Electron-Fluid) verwendet, um die Prozesse zu analysieren, die diese Magnetfeldstörungen generieren. Die Ergebnisse werden mit Cassini Magnetometer (MAG) Daten verglichen, die während der 20 Enceladus-Vorbeiflüge zwischen 2005 und 2013 aufgenommen wurden.
Es wird gezeigt, dass die Absorption von Elektronen durch den Staub zu einer Umkehr des Hall-Stroms führt, was wir als Anti-Hall Effekt bezeichnen. Die daraus resultierende Verdrehung der Magnetfeldlinien wurde während aller Enceladus-Vorbeiflüge gemessen. In einer zweiten Studie werden die Plasmasimulationen mit Simulationen der 3D-Struktur des Plumes kombiniert. Dadurch wird der Einfluss der gestörten elektromagnetischen Felder auf die geladenen Staubteilchen berücksichtigt. Es wird dargelegt, dass die Magnetfeldsignaturen auf den Pick-up von Nanoteilchen hinweisen.
Des Weiteren werden Magnetfeldmessungen von den polaren R2 und R3 Vorbeiflügen an Saturns zweitgrößtem Mond Rhea analysiert. Beobachtungen von exosphärischem Neutralgas zeigen, dass Rhea von einer dünnen Neutralgashülle umgeben ist. Die Wechselwirkung des Plasmas mit dem Neutralgas verursacht jedoch keinen nennenswerten Beitrag zu den über Rheas Polen gemessenen Magnetfeldstörungen. Stattdessen wird gezeigt, dass die endliche Länge von Rheas Plasma-Wake zu einem diamagnetischen Strom führt. Dieser Strom erzeugt wiederum einen schwachen Alfven-Flügel, dessen Magnetfeldsignatur von Cassini detektiert wurde
Thermische und PlasmaphysikalischeSimulationen vom Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) und des Rosetta Zielkometen 67P/Churyumov-Gerasimenko
Get PDFThis work is devoted to the simulation of cometary activity and of the solar wind-comet interaction. Cometary activity is calculated from a macroscopic thermophysical nucleus model consisting of the heat- and mass transfer problem of cometary nuclei. The model accounts for heat conduction, heat advection, sublimation, and gas diffusion in a porous mixture of dust, water ice, and CO ice. The characteristic feature of this model is the treatment of surface erosion due to surface sublimation as a moving boundary value problem allowing to take properly into account the loss process of internal energy of the eroded sub-surface layers. These kind of problems are known as Stefan problem. After thoroughly validating the newly developed computer code the water and CO activity of comet C/1995 O1 (Hale-Bopp) is calculated and successfully compared with a data set of empirically derived production rates. In distinction to previous models the presented approach allows to interpret these observations without the assumption of amorphous ice and CO gas occluded therein. The model is then applied to the target comet of the European Space Agency's (ESA) Rosetta mission, 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P). Activity of water and CO as well as temperature depth profiles are calculated.
In the second part of the thesis the plasma environment of 67P is calculated based on results derived from the thermal modeling of cometary activity. The hybrid plasma model developed at the TU Braunschweig is applied and extended to simulate aspects of the solar wind-comet interaction. The hybrid plasma model treats the dynamics of the solar wind protons and cometary ions kinetically while the electrons are modeled as a charge neutralizing fluid that instantaneously adapts to the heavy ion dynamics. Anisotropic cometary activity patterns, the approach
of the comet to the Sun, and the effects of two ion species of cometary origin, water and CO, are investigated in detail.Gegenstand dieser Arbeit ist die Berechnung der Aktivität von Kometen und der darauf aufbauenden Wechselwirkung mit dem Sonnenwind. Die Aktivität wird durch das Lösen eines makroskopischen Modells zum Wärme- und Massentransport im Kometenkern berechnet. Das Modell umfasst die Prozesse der Wärmeleitung, Wärmeadvektion, Sublimation und Gasdiffusion in einem porösen Gemisch aus Staub, Wasser- und CO-Eis. Kennzeichnend für das hier entwickelte Modell ist die Berücksichtigung von Oberflächenerosion infolge von Oberflächensublimation und des damit zusammenhängenden Verlustprozesses an interner Energie. Numerisch führt dies zu bewegten Randbedingungen, die mit Hilfe spezieller Methoden aus der numerischen Mathematik behandelt werden. Diese Art von Problemen werden in der Literatur als Stefan Problem bezeichnet. Nach Validierung des neu entwickelten Computerprogramms wird die CO- und Wasseraktivität des Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) berechnet und mit empirischen Produktionsraten erfolgreich verglichen. Damit wird eine Interpretation dieser Daten präsentiert, die nicht von der Hypothese über die Existenz von amorphem Eis und darin eingeschlossenem CO-Gas Gebrauch macht. Anschließend werden Temperaturtiefenprofile sowie die CO- und Wasseraktivität des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P) in Vorbereitung auf die Rosetta Mission der Europäischen Raumfahrtagentur (ESA) berechnet.
Im zweiten Teil der Arbeit fliessen Erkenntnisse aus der Berechnung der CO- und Wassereisaktivität des Kometen 67P in die numerische Berechnung der Sonnenwind-Kometen-Wechselwirkung ein. Dazu wird ein an der TU Braunschweig entwickeltes Modell zur Berechnung der Plasmaumgebung von Kometen angewandt und erweitert, um spezielle Aspekte der Sonnenwind-Kometen-Wechselwirkung zu studieren. Zu den präsentierten Simulationen gehören Untersuchungen von anisotropen Ausgasungsprofilen, der Annäherung des Kometen an die Sonne und der Wirkung zweier kometarer Ionenspezien auf die Plasmaumgebung des Kometen
The Description of the Evolution of Deuterated Water in a Multi-Stage Model of the Solar Nebula
Get PDFDie Entstehung von Leben ist eng mit dem Vorhandensein von Wasser und präbiotischen Molekülen verknüpft. Da solche Verbindungen schon in den frühesten Phasen der Sternentstehung nachgewiesen wurden, stellt sich sofort die Frage nach der Historie dieser Vorkommen und deren Verfügbarkeit während der Entstehung der terrestrischen Planeten. Wird von der Solaren Nebel Hypothese ausgegangen, bilden sich Planetensysteme aus den Protoplanetaren Scheiben, die beim Kollaps von metastabilen, hydrostatischen Wolkenkernen entstehen können. Da insbesondere der relative Anteil von deuteriertem Wasser Hinweise auf die Historie des Wassertransports geben kann, wird dessen Verteilung im Rahmen der vorliegenden Arbeit über die zeitliche Entwicklung der Phasen des Solaren Nebels untersucht, und die Ergebnisse anschließend mit Messungen an Kometen und Sternentstehungsregionen verglichen.
Die einzelnen Modelle basieren auf einem Kernmodell mit Bonnor-Ebert Profil, einem semi-analytischen, adiabatischen Kollapsmodell und einem Modell für die optisch dichte T-Tauri Scheibenphase. Dabei liegt der Fokus auf der Integration der einzelnen Modelle hin zu einem Ab-initio-Modell, in dem jede Phase von der vorherigen initialisiert wird. Es zeigt sich, dass die Entstehung von Wasser während der Wolkenphase nur sehr wenig von externen Parametern wie Strahlung und Staubbewegung in der Einhüllenden beeinflusst wird, und es relativ gleichmäßig in Form von eisummanteltem Staub über den Wolkenkern verteilt ist. Die Deuterierung des Wassers ist zu dieser Zeit in den inneren Regionen des Kerns höher und weist ein D/H Verhältnis von maximal 2,2% auf. Am Ende des Kollaps bildet sich bei ca. 1,4 AU eine sog. "Hot Corino"
Zone aus, in der die Evaporation des Wassereises vom Staubmantel einsetzt. Aufgrund des rein adiabatischen Ansatzes für den Kollaps liegt zu Beginn der Scheibenphase ein sehr geringer Temperaturgradient vor, wodurch es zu Abweichungen von der erwarteten MMSN Scheibenstruktur kommt.
Die einsetzenden Neutral-Neutral Reaktionen können das D/H Verhältnis daher noch nicht signifikant reduzieren, sodass am Ende des Kollaps im Bereich der sich bildenden Scheibe ein konstantes D/H Verhältnis von 2,5% vorliegt. Die kontinuierliche Initialisierung der chemischen Konzentrationen führt beim Übergang zur Scheibe zu starken
Einschwingvorgängen und erfordert zukünftig die Einbindung eines zwischengeschalteten Modells für den Aufbau der vertikalen Struktur.Many definitions of habitability rest on the availability of liquid water, but it is still an open question where planetary water actually comes from. Recently it has been confirmed that it already exists within grand molecular clouds, which are nurseries for stellar formations, along with certain prebiotic molecules. Within the Solar Nebula hypothesis the metastable hydrostatic cores of these clouds collapse while building up a disk around their equatorial plane of rotation to redistribute their angular momentum. Based on this
temporal evolution this work seeks to model the transport and chemical evolution of the matter accreted by the protostar during the three stages of the Solar Nebula in an ab-initio approach, so that every stage is initialized by the physical and chemical parameters of the former. The individual models are a hydrostatic cloud core, a semianalytic adiabatic collapse and a disk model, including detailed dust convection. The chemistry is treated in a Lagrangian approach by combining the before mentioned models with a gas-grain chemistry model.
The main focus is on the distribution of water and its deuterated counterparts since the D/H ratio can give important clues about the origin and history of cometary and planetary water reservoirs. The results suggest that water is a robust phenomenon within the cloud stage and is relatively insensitive to variations in the external radiation and dust migration in its envelope. The highest fraction of deuterated water is located in the deeply embedded core region with a D/H value of at most 2,2%. Meanwhile, the overall water concentration is found to be almost constant along the radial extent of the core, mainly carried by ice coated grains. Towards the end of the collapse of the cloud core a "hot corino" zone builds up with a diameter of less than 1,4 astronomical units. The beginning neutral-neutral reactions in this zone can not jet change the deuteration significantly, leading to a radially constant value of D/H approx. 2,5% in the disk build up region. Due to the adiabatic nature of the collapse, the resulting disk has a very low temperature gradient which also leads to other
deviations from the expected MMSN structure. The continuous initialization of the chemical disk composition has been hindered by the absence of a vertical representation in the collapse phase. In the future this can be improved by adding an intermediate thick disk model
Die globale Plasmaumgebung der Venus: ein Vergleich von Venus Express ASPERA-4 Messungen mit 3D Hybrid Simulationen
Get PDFThe thesis deals with the investigation of the plasma environment of Venus using data of the ASPERA-4 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) experiment onboard the Venus Express (VEX) spacecraft as well as a 3D hybrid code in order to study the solar wind-atmosphere interaction of an unmagnetized planet. By using data from the ion and electron spectrometers, the shapes and average locations of the plasma boundaries around the planet are determined. Additionally, the variation of the terminator bow shock position is analyzed as a function of the solar wind dynamic pressure and solar EUV flux. It is demonstrated that the shock location is insensitive to the upstream ram pressure and that the changes in the solar EUV radiation are too small over the period of the VEX observations to analyze solar activity dependence. The results of this data analysis and earlier studies are qualitatively compared with three-dimensional hybrid simulations which are based on VEX observations during low solar activity. But also simulations with PVO input parameters typical for solar maximum conditions are performed and compared with the VEX simulation results. The main focus of this study is the comparison of the plasma and magnetic field measurements provided by VEX with the results of three-dimensional hybrid simulations. The hybrid model is able to produce an adequate picture of the global plasma dynamics and processes at Venus. The positions of the plasma boundaries are well reproduced by the model and the simulated parameters are in fairly good agreement with the values measured by the ASPERA-4 and Magnetometer instruments.In dieser Doktorarbeit wird die globale Plasmaumgebung der Venus mittels der Daten des ASPERA-4 Experiments (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) an Board der Venus Express Raumsonde und eines 3-dimensionalen Hybrid Modells untersucht, um die Sonnenwind-Atmosphären Wechselwirkung eines unmagnetisierten Planeten zu studieren. Die Messungen der Ionen- und Elektronenspektrometer werden zur Bestimmung der Formen und durchschnittlichen Positionen der Plasmagrenzschichten um den Planeten Venus herangezogen. Zusätzlich wird die Abhängigkeit der Position der Bugstoßwelle am Terminator vom Anströmdruck des Sonnenwindes untersucht. Es wird gezeigt, dass die Schockposition vom dynamischen Druck des Sonnenwindes unabhängig ist, und dass die Änderungen der solaren EUV Strahlung über den VEX Beobachtungszeitraum zu klein ist, um die Abhängigkeit von der Sonnenaktivität zu untersuchen. Die Ergebnisse dieser Datenanalyse sowie früherer Studien werden mit 3-dimensionalen Hybrid Simulationsergebnissen verglichen, welche auf VEX Beobachtungen während niedriger Sonnenaktivität beruhen. Außerdem werden auch Simulationen basierend auf PVO Eingabeparametern, die hohe Sonnenaktivität repräsentieren, durchgeführt und mit VEX Simulationsergebnissen verglichen. Der Schwerpunkt dieser Arbeit liegt im Vergleich von Plasma- und Magnetfeldbeobachtungen gemessen an Board der VEX Raumsonde mit den Ergebnissen von 3-dimensionalen Hybrid Simulationen. Das Hybrid Modell ist in der Lage, ein adäquates und angemessenes Bild von der globalen Plasmadynamik und den Plasmaprozessen bei der Venus zu liefern. Die Positionen der Plasmagrenzschichten können vom Modell reproduziert werden und die simulierten Parameter stimmen ziemlich gut mit den gemessenen Werten überein, die vom ASPERA-4 Experiment und dem Magnetometer Instrument beobachtet werden
Influence of dust properties on the D/H isotopic ratio and the abundances of key prebiotic species in the solar nebula
Get PDFDie Entstehung des Lebens auf der Erde war ein erstaunliches und einmaliges Ereignis im Sonnensystem. Auch wenn wir noch weit davon entfernt sind, es umfassend zu begreifen, so sind doch einige Grundzüge bereits verstanden. Man ist sich beispielweise einig, dass es eine Gruppe von Molekülen gab, die zum Zeitpunkt der Entstehung frühester zellähnlicher Strukturen eine große Rolle gespielt haben. Diese präbiotischen Moleküle sind wiederum teilweise in einer Zeit gebildet worden, da die Erde als solche noch nicht existierte. In dieser Zeit war der Vorläufer des heutigen Sonnensystems eine Ansammlung von kaltem Gas mit geringer interner Dynamik. Wie sich in jüngerer Zeit gezeigt hat, ist die Entwicklung der Häufigkeiten chemischer Spezies in diesem Gas jedoch von weit größerer Dynamik und vermag es deshalb auch, präbiotische Moleküle zu bilden. Aufgrund dieser potentiell großen Bedeutung für die späteren Häufigkeiten präbiotischer Spezies, beschäftigt sich diese Arbeit auch mit Strukturen, die quasi-stationäre Wolkenkerne (QSCC) genannt werden. Die Gestalt eines QSCC, aus dem heraus das heutige Sonnensystem entstanden sein könnte, lässt sich vom heutigen Standpunkt aus noch nicht festlegen. Im in dieser Arbeit entwickelten Modell werden deshalb verschieden Szenarien für einen QSCC betrachtet.
Man findet eine hohe Konzentration von Wasser H2O, Methan CH4 sowie Ammoniak NH3, während die Häufigkeit anderer präbiotischer Spezies wie beispielsweise H2S weitaus variabler ist. Der größte Teil des Sauerstoffs bzw. Kohlenstoff wird in Wasser- bzw. CH4-Eis im QSCC gebunden sein. Der mittlere Gehalt an präbiotischen Molekülen ist dabei einerseits von der Staubgrößenverteilung des QSCC abhängig und andererseits vom Grad der Abschirmung der einfallenden Strahlung, wobei besser abgeschirmte QSCC einen höheren mittleren Gehalt an präbiotischen Molekülen aufweisen.
Die Isotopenverhältnisse der präbiotischen Spezies und die Eiszusammensetzung machen es wahrscheinlich, dass die Entstehung der Kometen nicht im QSCC sondern in einer späteren Phase, d.h. im kollabierenden QSCC bzw. in der Scheibe stattfand. Die simulierten Ergebnisse bestätigen zudem, dass ein großer Teil der Konzentrationen und der Isotopenverhältnisse zeitabhängig ist. Somit könnte der Zeitpunkt des einsetzenden Kollapses des QSCC einen signifikanten Einfluss auf die Konzentrationen der präbiotischen Spezies sowie ihre Isotopenverhältnisse in späteren Phasen haben.A long time ago life emerged on earth. As perceived today this was a unique incident in the solar system and though we do understand little of the full process a coarse picture of it had been emerging lately. For instance, there is a general understanding that a particular class of molecules existed that were needed for early precursors of cells or cellular-like structures. These prebiotic molecules have been produced at least partly in times where the Earth did not yet exist. At that time, the potential precursor of the solar system consisted mostly of cold gas that showed little dynamic movement. This, however, is not true for the evolution of the abundances of species, which show far greater dynamics allowing even for the formation of prebiotic molecules. Naturally, this may have had a great influence on the abundances of prebiotic species in later times. It is for that reason that this work is concerned with the modelling of these structures, which will be termed quasi-stationary cloud cores (QSCC). From today’s perspective one does not know what the QSCC was like that eventually became the solar system of today. Thus, various scenarios have been looked at in this work.
In all scenarios considered, a high abundance of water H2O, methane CH4 and ammonia NH3 is found, while the amount of many other prebiotic species - especially H2S - show a much greater abundance variation. Thus, the notably largest part of either oxygen and carbon will be incorporated in water and methane, respectively. These species in turn - like most of the prebiotic molecules - will be mainly present as ice on the grains in the QSCC. The average content of prebiotic molecules is mostly dependent on both the grain-size distribution used and the amount of shielding that is present. Better shielded QSCC show a larger average amount of prebiotic molecules than do less-shielded ones.
The isotopic composition as well as the ice composition of the grains in the QSCC are in only moderate agreement with the respective composition of observed comets. Thus, they suggest that comets have been built later in the collapsing QSCC or the disk phase. Furthermore, the simulated results confirm that many of the abundances and isotopic ratios of the considered species are time-dependent implying that the timing of the onset of collapse may be important for later stage abundances and isotopic ratios of these species, respectively
Analysis and Modeling of the Dust Properties Close to Saturn's Moon Enceladus
Get PDFEine der überraschendsten Entdeckungen der Cassini-Mission ist die kryovulkanische
Aktivität des Saturnmondes Enceladus. Durch vier ausgeprägte Gräben in der Südpolar
region des Mondes, den sogenannten „Tiger Stripes“ entströmen Enceladus’ Oberfläche
sowohl Gas als auch Eispartikel im Größenbereich von Nano- bis Mikrometer. Diese sind
eines der wichtigsten Indizien für einen unterirdischen Ozean, von dem die Aktivität gespeist
wird. Das ausströmende Material bildet in der Umgebung von Enceladus’ eine Wolke, die
als „Plume“ bezeichnet wird, die mit Saturns Magnetosphärenplasma in Wechselwirkung
tritt. Insbesondere werden die Eispartikel durch das Aufsammeln von Plasmaelektronen
und -ionen geladen, wodurch die Bewegung der Nanoteilchen durch die elektromagneti
schen Felder nahe Enceladus bestimmt wird.
Das Ziel dieser Arbeit ist die Analyse und Modellierung des Transportes sowie der Ladungs-
und Größenverteilung der Eispartikel nahe Enceladus. Dafür werden sowohl analytische
Modelle als auch eine Kombination von numerischen Simulationen für das Plasma und
die Eisteilchen genutzt, wobei sich diese auf Letztere in dieser Arbeit konzentrieren. Des
Weiteren werden die daraus folgenden Ergebnisse mit Messdaten der Cassini-Sonde von
mehreren nahen Vorbeiflügen am Enceladus verglichen.
In dieser Arbeit wird auf Grundlage von Daten für nm- sowie µm-Teilchen die erste Grö
ßenverteilung für die Eispartikel hergeleitet, die den gesamten Bereich von Nano- bis
Mikrometern abdeckt. Diese besitzt einen Peak bei ≈ 2 nm, sodass über 99% der von
Enceladus’ produzierten Teilchen kleiner als 10 nm sind. Weiterhin zeigt sich, dass auf
grund der Konfiguration des elektromagnetischen Feldes nahe Enceladus ein mehrfach
gespaltener Staubschweif ausgebildet wird.
Cassinis Instrumente liefern jedoch nur Daten über geladene Nanoeispartikel, sodass zu
nächst Enceladus’ Gesamtproduktion an Eisteilchen offen ist. Um diese Lücke zu schlie
ßen, wird ein stochastischen Ladungsmodell hergeleitet, welches eine Verknüpfung zwischen den messbaren Anteilen von negativ und positiv geladenen sowie ungeladenen
Partikeln erlaubt. Beruhend auf dieser ersten analytischen Einschätzung wird mithilfe
der Simulationen der Anteil an ungeladenen Eisteilchen in Enceladus’ Plume bestimmt,
was letztendlich eine Abschätzung von Enceladus’ gesamter Produktionsrate zugänglich
macht.The cryovolcanic activity of Saturn’s moon Enceladus is one of the most surprising disco
veries of the Cassini mission. Water vapor and icy dust particles with sizes from nm to µm
are emanated from four rifts on Enceladus’ south polar region, called tiger stripes. The
escaping material indicates a subsurface ocean in Enceladus and forms a plume at Ence
ladus’ south pole, which interacts with Saturn’s magnetospheric plasma. In particular, the
dust particles are charged by collecting electrons and ions, so the motion of nanograins is
determined by the electromagnetic fields close to Enceladus.
The goal of this work is analyzing and modeling the transport and the charge as well as the
size distribution of dust grains close to Enceladus. Analytic models and a combination of
numerical simulations for plasma and dust particles are used with the focus on the latter.
Furthermore, these results are compared with data from the Cassini spacecraft for multiple
close fly-bys at Enceladus.
Based on data for nm as well as µm grains the first dust size distribution is derived,
which covers the whole size range from nano- to micrometers. The distribution contains
a peak at ≈ 2 nm, so more than 99% of the grains produced by Enceladus are smaller than
10 nm. Furthermore, a multiple splitted dust tail is formed close to Enceladus due to the
configuration of electromagnetic fields.
Only data for charged nanograins are provided by Cassini’s instruments, so the total dust
production of Enceladus is still unclear. Therefore, we derive a stochastic charging model,
which connects the fraction of negatively and positively charged dust particles with the
fraction of uncharged ones. Based on a first estimation from this model the fraction of
uncharged grains in Enceladus is determined allowing an estimation for Enceladus total
dust production rate
Hybrid simulation of weak comets
Get PDFIn 2004 ESA successfully launched the ROSETTA spacecraft, which is designated to investigate the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. One of ROSETTAs main goals is to study the cometary plasma environment, which is formed by the interaction of the cometary plasma with the solar wind. Since 67P/Churyumov-Gerasimenko is a weak comet (i.e. its gas production is comparably small), it is expected that its plasma environment will differ qualitatively from what is known from earlier in-situ measurements, e.g. at Halley. The aim of this work is to investigate these differences and their underlying mechanisms, which is important both for the mission preparation as well as the interpretation of upcoming data. The comet-solar wind interaction is modeled using a newly developed numerical hybrid code. The hybrid approximation treats the plasma protons as particles, whereas the electrons are modeled as a massless fluid. The code uses curvilinear coordinates in up to three spatial dimensions, which is an important capability when dealing with the wide range of the involved spatial scales. The first part of the work describes the algorithm of this hybrid code. In the second part, numerous quantitative results regarding the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko at different heliocentric distanced are presented. Fully three-dimensional electromagnetic field configurations, plasma parameters, and particle energy distributions are shown. As expected, the results show a completely different picture than obtained before from stronger comets. The main characteristics are: (i) a cycloidal plasma tail instead of a straight anti-sunward one, (ii) a set of multiple Mach cones instead of a bow shock, (iii) the absence of a diamagnetic cavity, (iv) a clearly developed Ion Composition Boundary. The dependency of these characteristics on the heliocentric distance as well as the underlying kinetic processes are discussed in detail.2004 startete die ESA erfolgreich die ROSETTA-Raumsonde, deren Aufgabe die Untersuchung des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko sein wird. Eines der Hauptziele ist dabei die Untersuchung der kometaren Plasmaumgebung, die sich aus der Wechselwirkung der ionisierten Koma mit dem Sonnenwind ergibt. Da 67P/Churyumov-Gerasimenko ein schwacher Komet (d.h. mit vergleichsweise geringer Gasproduktion) ist, kann man ein qualitativ anderes Bild erwarten, als man es von früheren in-situ Beobachtungen, z.B. bei Halley, her kennt. Das Ziel dieser Arbeit ist es, diese Unterschiede und die ihnen zugrundeliegenden Mechanismen zu untersuchen, was sowohl für die Missionsvorbereitungen als auch die Interpretation der zukünftigen Messergebnisse bedeutsam ist. Die Wechselwirkung des Kometen mit dem Sonnenwind wird mit einem eigens dafür entwickelten Hybrid-Code numerisch untersucht. In der Hybrid-Näherung werden die Protonen als Teilchen behandelt, während die Elektronen durch eine masselose Flüssigkeit modelliert werden. Der Code verwendet krummlinige Koordinaten in bis zu drei Raumdimensionen, um die sehr unterschiedlichen räumlichen Skalen auflösen zu können. Im ersten Teil der Arbeit wird der zugrundeliegende Algorithmus beschrieben. Im zweiten Teil werden zahlreiche, quantitative Simulationsergebnise für den Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko diskutiert. Die dreidimensionale Struktur des elektromagnetischen Feldes, der Plasmaparameter, sowie die Energieverteilung der Plasmateilchen werden gezeigt. Wie erwartet, zeigen diese Ergebnisse ein komplett anderes Bild, als man es von stärkeren Kometen her bereits kennt. Die wesentlichen Charakteristika sind: (i) ein zykloidaler Plasmaschweif statt des geraden, sonnenabwärts gerichteten, (ii) mehrere Machkegel anstatt einer Bugstoßwelle, (iii) das Fehlen einer diamagnetischen Kavität, (iv) einen deutlichen Sprung in der Ionenzusammensetzung. Das Verhalten dieser Merkmale bei verschiedenen heliozentrischen Abständen und ihre zugrundeliegenden kinetischen Prozesse werden ausführlich diskutiert
3D-Hybrid-Simulation der Plasmaumgebung des Saturnmondes Titan
Get PDFTitan is the largest satellite of Saturn and possesses an extended neutral atmosphere, consisting mainly of molecular nitrogen. Unlike Earth or Saturn, Titan does not possess a significant intrinsic magnetic field. For average solar wind conditions, Titan's orbit is located within the outer regions of Saturn's magnetosphere. Since Titan's orbital period is considerably larger than Saturn's rotational period, the moon is permanently "overtaken" by a flow of corotating magnetospheric plasma. The purpose of this work is to investigate the interaction between Titan's ionosphere and the impinging magnetospheric plasma flow by means of three-dimensional numerical simulations. Since the gyroradii of the involved ion species are comparable to the spatial extension of Titan, magnetohydrodynamic models can provide only a rough description of Titan's plasma environment. Therefore, Titan's plasma interaction has been studied by means of a three-dimensional hybrid simulation code. The hybrid approach treats the electrons as a massless fluid, whereas the ions are represented by macroparticles. The model includes up to five different ion species. In the first part of this work, the key features of Titan's plasma interaction are analyzed as a function of the satellite's orbital position. The highly asymmetric structure of Titan's plasma tail is discussed in detail. In the second part, the simulation results are compared to magnetometer and plasma data that have recently been collected during the Cassini mission.Titan, der größte Mond des Planeten Saturn, besitzt eine ausgedehnte Atmosphäre, die hauptsächlich aus molekularem Stickstoff besteht. Im Gegensatz zu Erde und Saturn besitzt Titan kein signifikantes intrinsisches Magnetfeld. Der Orbit von Titan befindet sich in den äußeren Regionen von Saturns Magnetosphäre. Da Titans Umlaufdauer um Saturn erheblich größer als die Rotationsperiode des Gasriesen ist, wird Titan ständig vom korotierenden magnetosphärischen Plasma angeströmt. Im Rahmen dieser Arbeit wurde die Wechselwirkung zwischen Titans Ionosphäre und dem anströmenden Plasma mittels dreidimensionaler numerischer Simulationen analysiert. Da die Gyrationsradien der beteiligten Ionensorten mit dem Durchmesser von Titan vergleichbar sind, können magnetohydrodynamische Modelle nur eine grobe Beschreibung von Titans Plasmaumgebung liefern. Daher wurde Titans Plasmawechselwirkung mittels eines dreidimensionalen Hybrid-Simulationscodes untersucht. Der Hybrid-Ansatz beschreibt die Elektronen des Plasmas als masselose Flüssigkeit; die Ionen werden dagegen durch Makropartikel repräsentiert. Bis zu fünf verschiedene Ionenspezies wurden in die Berechnungen einbezogen. Im ersten Teil der Arbeit werden die Strukturen in Titans Plasmaumgebung in Abhängigkeit von der Position des Mondes in der Magnetosphäre diskutiert. Die asymmetrische Struktur von Titans Plasmaschweif wird detailliert beschrieben. Der zweite Teil der Arbeit stellt den Simulationsergebnissen Magnetfeld- und Plasmadaten gegenüber, die während der Cassini-Mission gesammelt wurden
Microscopical processes in solids absorbing a subpicosecond laser pulse
No full textGegenstand dieser Arbeit sind die durch die Wechselwirkung eines Festkörpers mit einem ultrakurzen Laserpuls auf Zeitskalen von Femtosekunden bis Pikosekunden im Material stattfindenden mikroskopischen Prozesse. Betrachtet wird die Absorption des Laserlichtes durch inverse Bremsstrahlung, Stoßprozesse der freien Elektronen untereinander und mit dem Gitter sowie für die Beschreibung von Isolatoren auch Ionisationsprozesse. Es wird gezeigt, daß die Temperaturabhängigkeit dieser Stoßprozesse für die Beschreibung der Wärmeleitung wichtig werden kann. Der Hauptteil der vorliegenden Arbeit besteht in der Modellierung des zeitlichen Verhaltens des Elektronengases bei Laseranregung, Thermalisierung und Relaxation. Es werden Boltzmann'sche Stoßterme aufgestellt, die frei von phänomenologischen Parametern sind, so daß die Beschreibung auch für ein stark im Nicht-Gleichgewicht befindliches Elektronengas anwendbar ist. Die Ergebnisse zeigen für Metalle am Beispiel von Aluminium, daß insbesondere bei kurzen Pulsdauern und schwachen Anregungen die Elektron-Phonon Kopplung und damit die Energieabgabe an das Gitter nach dem Laserpuls aufgrund des nicht-thermalisierten Elektronengases verzögert ist. Bei stärkeren Anregungen, die zur Schädigung des Materials führen können, ist dagegen das Zwei-Temperatur Modell anwendbar. Es wird eine Thermalisierungszeit des Elektronengases ermittelt, die bis zu etwa 500 fs betragen kann. Zur Beschreibung von Isolatoren wird das Modell durch zwei Stoßterme für die Ionisierung von Valenzelektronen erweitert. Die Multiphoton-/Tunnelionisation wird bei Pulsen im Femtosekundenbereich als entscheidender Ionisationsprozess identifiziert. Die Stoßionisation liefert dagegen einen vergleichsweise geringen Beitrag und ist bei Pulsdauern im Femtosekundenbereich nicht durch eine einfache Ratengleichung beschreibbar. Die Abschätzung von Schadensschwellen für SiO2 ist in guter Übereinstimmung mit experimentellen Ergebnissen.We study microscopic processes occuring on femto- to picosecond timescale when a solid is irradiated with an ultrashort laserpulse. Absorption of the laser by inverse bremsstrahlung is accounted for as well as collisions within the free electron gas and collisions of free electrons with the lattice. For the description of dielectrics, ionization processes are included. The temperature dependence of these collision processes is found to be important for the heat conduction. In the main part of this work, we develop a model to study the transient behaviour of the free electron gas. Each considered process is included by an according collision term in a time-dependent Botzmann equation. No phenomenological parameters are used, therefore the model is applicable even for a highly non-equilibrium electron gas. In metals (aluminium), we find a delay of the electron-phonon coupling and therefore of the energy transfer to the lattice due to non-thermalization of the electron gas at short pulse durations and weak excitations. In constrast, the two-temperature model is applicable for higher excitations leading to material damage. Thermalization times of the electron gas lie in a range up to 500 fs. Two terms describing ionization of electrons from the valence band are included for the description of dielectrics. Multiphoton-/Tunnelionization is found to be the main ionization process whereas impact ionization provides only a small contribution and can not be described by simple rate equations. The estimation of damage thresholds for SiO2 is in good agreement with experiments
Hybridsimulationen der Sternwindwechselwirkung mit close-in extrasolaren Planeten
Get PDFA large fraction of exoplanets orbit their host stars on distances much smaller than any planet in the Solar System. This opens up for the possibility of qualitatively new kinds of stellar wind interaction. The understanding of these interactions may be important both for future detection methods and for mass loss estimates.
In this work we investigate such close-in stellar wind interaction using primarily hybrid simulations. These describe plasmas by modeling electrons as a fluid and ions as particles. Two scenarios of stellar wind interaction with unmagnetized, Earth-sized, close-in exoplanets in orbit around a Sun-like star are investigated: 1.) interaction with an extremely hydrodynamically expanding atmosphere, and 2.) quasiparallel stellar wind interaction.
In the expanding ionosphere study we can see how the bow shock, magnetic draping and ion composition boundary are pushed upstream, increasing the size of the interaction region. In the process it creates a significant wake behind the planet, largely void of electromagnetic fields and dominated only by the expanding ionosphere. An attempt is also made to analytically estimate the standoff distance and compare these estimates with simulations.
In the quasiparallel interaction study we observe how generic features of quasiperpendicular interaction are modified. The dayside bow shock surface is replaced by a vaguely defined parallel shock that destroys the strict division between magnetosheath and stellar wind. The stellar wind also penetrates deeper into the ionosphere.Ein großer Anteil der Exoplaneten umkreist ihre Sterne in viel kleineren Entfernungen als die Planeten in unserem Sonnensystem. Dies eröffnet die Möglichkeit von qualitativ neuen Arten von Sternwindwechselwirkungen. Das Verständnis dieser Wechselwirkungen kann sowohl für zukünftige Nachweismethoden als auch für die Massenverlustschätzungen wichtig sein.
In dieser Arbeit untersuchen wir diese close-in Sternwindwechselwirkungen mit Hybridsimulationen. Diese beschreiben Plasmen durch die Modellierung von Elektronen als Flüssigkeit und Ionen als Teilchen. Zwei Szenarien der Sternwindwechselwirkung mit unmagnetisierten, erdgroßen, close-in Exoplaneten im Orbit um einen sonnenähnlichen Stern werden untersucht: 1.) Wechselwirkung mit einer extrem hydrodynamisch expandierenden Atmosphäre, und 2.) Quasi-parallele Sternwindwechselwirkung.
In der Studie der expandierenden Ionosphäre können wir sehen, wie die Bugstoßwelle, magnetische Drapierung und Grenze der Ionenzusammensetzung entgegen der Flussrichtung geschoben werden, was die Wechselwirkungsregion vergrößert. In dem Prozess entsteht ein deutlicher Wake hinter dem Planeten, der größtenteils frei von elektromagnetischen Feldern ist und nur von der Ionosphäre dominiert wird. Es wird außerdem versucht, auf analytische Weise den Abstand zur Ionopause zu bestimmen und diese Schätzungen mit Simulationen zu vergleichen.
In der Studie der quasi-parallelen Wechselwirkung beobachten wir, wie generische Eigenschaften der quasi-senkrechten Wechselwirkung verändert werden. Die tagseitige Bugstoßwelle wird durch einen undeutlich definierten parallelen Schock, der die strikte Trennung zwischen Magnetoschicht und Sternwind zerstört, ersetzt. Der Sternwind dringt auch tiefer in die Ionosphäre ein
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