1,721,620 research outputs found
Modelling CME initiation and interplanetary evolution: recent progress
No full textedition: Coststatus: Publishe
Feasibility of Ion-cyclotron Resonant Heating in the Solar Wind
Full text linkWave–particle interactions are believed to be one of the most important kinetic processes regulating the heating and acceleration of solar wind plasma. One possible explanation for the observed preferential heating of alpha (He+2) ions relies on a process similar to a second-order Fermi acceleration mechanism. In this model, heavy ions are able to resonate with multiple counter-propagating ion-cyclotron waves, while protons can encounter only single resonances, resulting in the subsequent preferential energization of minor ions. In this work, we address and test this idea by calculating the number of plasma particles that are resonating with ion-cyclotron waves propagating parallel and antiparallel to an ambient magnetic field in a proton/alpha plasma with cold electrons. Resonances are calculated through the proper kinetic multispecies dispersion relation of Alfvén waves. We show that 100% of the alpha population can resonate with counter-propagating waves below a threshold in the differential streaming between protons and He+2 ions, where U0 = −0.532, a = 1.211, β0 = 0.0275, and b =0.348 for isotropic ions. This threshold seems to match with constraints of the observed ΔUαp in the solar wind for low values of the plasma beta (βp ). Finally, it is also shown that this process is limited by the growth of plasma kinetic instabilities, a constraint that could explain alpha-to-proton temperature ratio observations in the solar wind at 1 au.sponsorship: We are grateful for the support of ANID, Chile, through FONDECyT grants No. 11180947 (R.E.N.), No. 1201967 (V. M.), No. 1190703 (J.A.V.), and No. 1191351 (P.S.M). R.E.N. is also thankful for the support of CONICyT-PAI No. 79170095, and P.S.M is thankful for the support of KU Leuven through the BOF Network Fellowship NF/19/001. (ANID, Chile, through FONDECyT|11180947, ANID, Chile, through FONDECyT|1201967, ANID, Chile, through FONDECyT|1190703, ANID, Chile, through FONDECyT|1191351, KU Leuven through the BOF Network Fellowship|NF/19/001, CONICyT-PAI|79170095)status: Publishe
Toepassing van kinetische theorie op de studie van niet-planair gepolariseerde modi in niet-Maxwelliaans plasma
No full textThe orbital angular momentum states have been studied in the regime of Classical and Quantum Optics [1]. However, recently Mendonca et al. have predicted the theoretical foundations of intense Laser beam having orbital angular momentum state for Laser-Plasma interaction [2]. It exhibits paradigmatic alteration of Inverse Faraday's effect [3]. The orbital angular momentum states are being studied for plasma vortices [4]. In this regard, Kinetic theory developed for the orbital angular momentum states [5, 6] is based on Maxwellian distribution of the plasma constituents. However, most of the Space Plasmas and some of the Laboratory Plasmas exhibit non-thermal/non-Maxwellian behavior [7] due to spatial variation of number density, temperature, magnetic field intensity and background turbulence. In this regard, it would be very interesting if we can develop a kinetic theory that can help us in understanding the effect of orbital angular momentum part of the waves on these non-thermal plasma systems.
In our research work we will develop a Kinetic Theory based model for studying non-Maxwellian/non-thermal plasmas in the presence of orbital angular momentum (OAM) states. We will use this theory to study the stability of plasma waves and vortices in the presence and absence of ambient magnetic field. For this purpose the Laguerre-Gaussian (LG) mode function will be employed to model the modified non-Maxwellian dielectric function for the study of wave particle interaction. The solutions will be obtained analytically and their validity will be verified by comparison with the numerical solution of the dispersion relation and stability parameter for the OAM oriented plasma modes. In our research work, we will present the non-Maxwellian/non-thermal OAM Kinetic Model using three dimensional Generalized Lorentzian/kappa (non-Maxwellian) distribution functions. The reason of selecting kappa or Generalized distribution function is its flexibility that we can also extract thermal effects for the large values of spectral indices.
[1] J. D. Jackson, "Classical Electrodynamics", 2nd ed., Wiley New York ( 1962).
[2] J. T. Mendonca, B. Thide and H. Then, "Stimulated Raman and Brillouin backscattering of collimated beams carrying orbital angular momentum", Phys. Rev. Lett. 102, 185005 (2009).
[3] S. Ali, J. R. Davies and J. T. Mendonca,"Inverse Faraday effect with linearly polarized laser pulses", Phys. Rev. Lett. 105, 035001 (2010).
[4] J. T. Mendonca, S. Ali and B. Thide,"Plasmons with orbital angular momentum", Phys. Plasmas 16, 112103 (2009).
[5] J. T. Mendonca, "Kinetic description of electron plasma waves with orbital angular momentum",Phys. Plasmas 19, 112113 (2012).
[6] S. A. Khan, Aman-ur-Rehman and J. T. Mendonca,"Kinetic study of ion-acoustic plasma vortices", Phys. Plasmas 21, 092109 (2014).
[7] Kashif Arshad, Zahida Ehsan, S. A. Khan and S. Mahmood,"Solar wind driven dust acoustic instability with Lorentzian kappa distribution ", Phys. Plasmas 21, 023704 (2014).status: Publishe
Magnetohydrodynamische modellering van de zonnewind en coronale massa ejecties.
Full text linkstatus: Publishe
Zonnewind en Coronale Massa-Uitstoten: voorplanting in het interplanetaire medium en wisselwerkingen met de magnetosfeer van Jupiter.
Full text linkstatus: Publishe
Data-analyse en wiskundige modellering van de initiatie van coronalemassa-ejecties
No full textIt is widely accepted that solar flares and CoronalMass Ejections (CMEs) are magnetically dominated phenomena. Among the various energy sources, only the magnetic one can account for the energy requirements of such violent phenomena. It is also generally accepted that the magnetic energy necessary to drive a solar eruption should be stored in the electric currents, that lead to a non-potentialmagnetic field configuration. However, how this energy is built up into the corona and under which conditions it is suddenly released at a later stage, is not clear yet. Therefore, to better understand the dynamics of these solar eruptions, joined observational and theoretical research efforts are required. In this PhD project, we combined data analysis of solar images with advanced mathematical modeling in order to improve our understanding of such violent phenomena that are the major drivers of the space weather.Starting from the results obtained by van der Holst et al. (2007), we investigated the response of the solar corona when different driving mechanismsare applied as time-dependent boundary conditions. We performed axisymmetric numerical Magnetohydrodynamics (MHD) simulations using the Versatile Advection Code (VAC) (T´oth 1996) on the VIC cluster of the KU Leuven. The initial condition consists out of a helmet streamer embeddedin a bi-modal solar wind. To obtain a magnetic field configuration thatresembles the breakout model (Antiochos et al. 1999), at the solar surface, symmetrically with respect the solar equator, we added an extra magnetic field with an orientation that is anti-parallel with respect to the orientation of the overlying field. In order to build up magnetic freeenergy into the system, we applied both magnetic shearing motions alongthe polarity inversion line and magnetic flux emergence from below the photosphere. Since the initial steady state, the numerical grid, the numerical method and all the boundary conditions, except for the azimuthal component of the vector potential and of the velocity, are the same for both types of driving, this allowed us to objectively compare the two driving mechanisms. We found that the overall evolution of the system is very similar when the two driving mechanisms are applied. As a consequence of the applied boundary conditions, the magnetic pressure insidethe central arcade increases and the arcade starts to expand, eventually compressing the X-point and forming a current sheet. At a certain moment magnetic reconnection sets in, transferring flux from the overlying field toward the side arcades eventually detaching the helmet streamer and resulting in a slow blowout CME. We found that when shearing motions are present also flare reconnection at the flanks of the central arcade is observed, while this is absent when flux emergence is at work. We alsofound that the injection of magnetic helicity is not a condicio sine qua non for the eruption to occur. However, when helicity is injected intothe system a threshold has been found. This seems to confirm the hypothesis that magnetic helicity may be a lower boundary for the magnetic free energy: helicity injection results in an increase of the magnetic freeenergy, eventually leading to a non-equilibrium process. These results pointed out the relevance of the role that the global magnetic field and the solar wind play in the CME initiation and propagation. In Chap. 4, following the combined observational and theoretical approach that has been the driver of these four years of research, we investigated the dynamics of the 2009 September 21 event. This slow CME, associated with a prominence eruption, underwent a strong latitudinal deflection during its propagation within the first four solar radii. We used stereoscopic images provided by the twin NASA Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) spacecraft in order to reconstruct the three-dimensional trajectory of the CME bothwith the ExtremeUltraViolet Imager (EUVI) and COR1 coronagraph. The prominence left the Sun at a projected latitude of 37◦ S and entered the COR1 field-of-view (FOV) ata projected latitude of about 25◦ S, where it underwent a furtherdeflection toward the heliospheric current sheet (HCS), eventually reaching it. During its further propagation the CME longitude did not change more than 10◦, propagating almost along a meridional plane.In order to reproduce the observed dynamics, we performed an axisymmetric MHD simulation, starting from a magnetic field configuration that closely resembled the PFSS extrapolation for 2009 September 19.We applied localized shearing motions that mimicked the observed ones and introduced an amount of magnetic helicity comparable to the one measured for the active region (AR). As a consequence of the magnetic pressure imbalance due to the interchange reconnection that occurred in the null point inside the pseudostreamer, during its outward propagation, the CME was rapidly deflected toward the equator. The simulation reasonably well reproduced the observed dynamic s eventually fitting the observed height-time and latitude-time evolution of the observed CME. We also increased the strength of the global magnetic field and as a result the CME deflection toward the solar equator was more abrupt. We concluded that during solar minima, even CMEs originating from high latitudes can be easily deflected toward the HCS, eventually resulting in geo-effective events. How rapidly they are deflected depends on the strength of both the overlying magnetic field and the flux rope magnetic flux.Chapter 5was devoted to an observational analysis of the magnetic helicity flux in ARs that gave rise to either halo CMEs or failed eruptions. We analyzed ten ARs that gave rise to twelve halo CMEs and we measured the helicity injection rates, the helicity accumulations and the magnetic fluxes in order to investigate whether a relation between magnetic helicity fluxand CME initiation could be identified. We found that no unique behavior was observed. The major magnetic helicity injection has been observed during flux emergence events, however, for at least two cases the helicity injection was the consequence of photospheric shearing motions. In fact, no flux emergence/cancellation has been observed for those ARs. We also found that impulsive CMEs seem to not follow the hemispheric helicity rule, while this is the case for gradual CMEs. However, our sample wasvery limited and further investigation is needed to firmly validate this hypothesis. For a significant amount of ARs an abrupt change in the helicity injection rate was correlated with the CMEs occurence. We argued that this helicity injection could be the consequence of the magnetic torque imbalance between the coronal and the sub-photospheric part of the flux tube. In order to further investigate this phenomenon, we analyzed a failed eruption. From the Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) images we inferred the helicity variation during the event and we compared it with the helicity injection measured from theMichelson Doppler Imager (MDI) magnetograms. We found that the helicity injection was of the opposite sign with respect to the model prediction. However, if the AR as a whole is considered and if we assume that during reconnection events helicity is transferred from one flux system to the other, the helicity injection predicted by the model is consistent with our measurements. Next, we investigated the role of shearing motions in the2010 April 3 filament eruption that resulted in the first geo-effectiveCME of solar cycle 24. We observed persistent shearing flows parallel to the polarity inversion line, that resulted in the reduction of the inclination between the axial field of the filament and the overlying field, eventually reducing the efficiency of the reconnection between these two field distributions. However, the filament underwent an eruption. We calculated the index for the torus instability and we found that at the moment of the eruption the system was torus unstable. Therefore, we concluded that the observed shearing motions may have resulted in the increase of the axial flux of the filament and as a consequence in the increase of its magnetic pressure. This increase in the magnetic pressure lifted up the flux rope slowly, eventually bringing its axis to a height where the condition for the torus instability is satisfied, resulting in thefilament eruption.The last chapter of the present thesis has been devoted to the development of a three-dimensional, data-inspired, non-zero plasma-beta MHD model for the initiation of CMEs. We presented a method to reconstruct the magnetic field starting from a solar magnetogram and under the assumption of force-free equilibrium. We superposed thesolution to an hydrostatic equilibrium and used the MPI-AMRVAC code (Keppens et al. 2012) to advance the MHD equations in time. We applied the method to the AR NOAA 9415 that during its transit across the solar diskgave rise to several CMEs and flares. Magnetic free energy has been introduced into the system by applying vortex motions along iso-contours ofthe vertical magnetic field distribution. The resulting magnetic configuration had the same chirality as the AR 9415. We then applied convergence motions toward the polarity inversion line that resembled the motionsobserved for the AR. As a result of the magnetic reconnection between the highly sheared magnetic field lines a flux rope is formed. While the reconnection continues more and more flux is transferred to the flux rope, eventually increasing the magnetic pressure inside it and driving theeruption. The obtained CME has a velocity of about 550 km/s and presents a typical three-part structure. We also found that even though the CMEpropagates in a medium where the plasma-beta is larger than one, due to the higher magnetic field, the plasma-beta is ∼ 0.1 withinthe flux rope. This transition of the plasma- is often observed in magnetic clouds.Concluding, the present thesis summarizes our efforts to develop a bilateral, observational and numerical, approach to uncover the physics that governs the dynamics of CMEs. The final goal of this challenging as well as fascinating research path will eventually allowus to provide valuable and reliable space weather forecasts.status: Publishe
Schaalbare parallellisatie van ongestructureerde rooster toepassingen.
Full text linkDit werk bespreekt de parallellisatie van numerieke simulatiesoftware.Numerieke simulatie is niet meer weg te denken uit het dagelijkse leven.Bijvoorbeeld, het weerbericht komt bijna volledig tot stand komt dankzijnumerieke modellering en simulatie.Het weerbericht toont ook goed aan dat niet alleen de simulatie zelf, maar ook de snelheid waarmee dit kan gebeuren belangrijk is: het ishelemaal niet praktisch wanneer het twee dagen duurt om het weer van devolgende dag te voorspellen! Daarenboven vereist numerieke simulatie -- wegens nieuwere, meer gedetailleerde wiskundige modellen -- steeds meer geheugen en rekenkracht. Het is dan ook niet vreemd dat simulaties vaak gebruik maken van supercomputers, t.t.z. computers die vele malen krachtiger zijn dan de computers die we dagelijks gebruiken.Tegenwoordig danken alle supercomputers hun enorme rekensnelheid aan het gebruik van een groot aantal uitvoeringseenheden. Soms is het zelfs zo dat één enkele uitvoeringseenheid van een supercomputer \nadruk{trager} is dan deze van een gewone computer (dit omwille van efficientie- en constructieredenen). Om een supercomputer effectief te gebruiken is het dan ook nodig om de software te parallelliseren, m.a.w.\ de software zo op te bouwen dat deze van meerdere uitvoeringseenheden tegelijkertijd gebruik kan maken.De meeste simulatiesoftware gebruikt \nadruk{roosters} om het te simuleren object (bv. een vliegtuig) te beschrijven. Een rooster is een verzameling van punten en lijnen waarmee een fysieke vorm benaderd wordt. Men kan een onderscheid maken tussen \nadruk{gestructureerde} roosters, waarbij hetrooster een zekere vorm van regelmaat bevat, en \nadruk{ongestructureerde}roosters. In dit werk wordt uitgegaan van ongestructureerde roosters.Deze thesis begint met een inleidend deel waarin eerst een overzicht van dearchitectuur van de hedendaagse parallelle machines wordt gegeven. Detechnieken in deze thesis beschreven zijn voornamelijk gericht op machines met\nadruk{gedistribueerd geheugen}. Deze machines worden gekenmerkt doordatelke uitvoeringseenheid van de machine een hoeveelheid lokaal geheugen heeft.Dit lokaal geheugen is exclusief toegankelijk voor de uitvoeringseenheid zelf.Communicatie tussen de uitvoeringseenheden onderling is hierdoor enkelmogelijk via een communicatienetwerk. Deze eigenschap vereenvoudigt deconstructie van de machines doordat deze kunnen samengesteld worden uit eengroot aantal kleinere, onafhankelijke systemen, die enkel verbonden zijn viahet communicatienetwerk. Het is dan ook niet verassend dat veel van dekleinere tot middelgrote gedistributeerd geheugen machines opgebouwd zijn uiteen verzameling ``normale'' computers verbonden door een netwerk. Machinesmet gedistribueerd geheugen zijn momenteel het meest voorkomende typesupercomputers. In de Top 500 lijst~\cite{top500}, de lijst van de 500 snelstecomputers ter wereld, wordt momenteel meer dan 80\% van de plaatsen bezet doordeze soort computers.Doordat communicatie enkel mogelijk is via een extern communicatienetwerk ishet echter noodzakelijk dat alle aparte uitvoeringseenheden actiefcommuniceren om een taak gezamelijk uit te voeren -- een uitvoeringseenheidkan immers niet in het geheugen van een andere uitvoeringseenheid kijken. Inhoofdstuk twee wordt een korte inleiding gegeven over het meest gebruikteprogrammeermodel voor deze machines: de \acl{MPI}. In een \ac{MPI} programmawisselen de verschillende uitvoeringseenheden berichten uit om zo gezamelijkaan \'e\'enzelfde probleem te werken. Het hoofdstuk concludeert met een aantalperformantie-experimenten uitgevoerd op VIC -- de centrale supercomputer vande K.U.\ Leuven.Roostergebaseerde programma's -- wanneer uitgevoerd op een gedistribueerdgeheugen machine -- verdelen het simulatierooster over de verschillendeuitvoeringseenheden. Elke uitvoeringseenheid is verantwoordelijk voor deberekeningen en operaties uitgevoerd op zijn eigen gedeelte van het rooster.Hierbij wordt gebruik gemaakt van het feit dat de meeste simulatiemethodes\nadruk{lokaal} zijn. Dit wil zeggen dat tijdens de simulatie de nieuwetoestand van een deel van het rooster enkel afhangt van de omliggende delen.Dit laat toe dat elke uitvoeringseenheid (gelijktijdig) het eigenroostergedeelte verwerkt. Op de randen van het rooster doet zich echter eenprobleem voor: de omliggende delen van het de rand bevinden zich niet opdezelfde uitvoeringseenheid! Om deze te verwerken is er dus communicatie nodigmet een andere uitvoeringseenheid. Tijdens deze communicatie worden de randenvan het lokale rooster uitgewisseld -- via het communicatienetwerk -- met deuitvoeringseenheid waarbij de rand aansluit. Eens deze uitwisseling gebeurd iskunnen ook de randen verwerkt worden.Hoofdstuk 3 bestudeert de implementatie en performantie van dezeranduitwisseling. In dit hoofdstuk wordt ervan uit gegaan dat de verdeling vanhet rooster in meerdere stukken reeds gebeurd is. Het hoofdstuk bespreekt hoedeze uitwisseling geprogrammeerd kan worden met behulp van \ac{MPI}, enbestudeert de performantie en bruikbaarheid van een aantal verschillenderoutines. Testen op verschillende supercomputers (tot 1024uitvoeringseenheden) valideren de bekomen resultaten.Natuurlijk is het verdelen van een rooster in een aantal kleinere delen niettriviaal: voor vele simulaties is het zelfs zo dat het rooster te groot is omin het geheugen van \'e\'en enkele uitvoeringseenheid te passen. Hoofdstuk 4bespreekt dan ook hoe zo'n roosterverdeling kan opgesteld worden. Hierbijwordt extra aandacht besteed aan de \nadruk{geheugenschaalbaarheid}. Kortgezegd is simulatiesoftware schaalbaar met respect tot het geheugen indien hetgrootste probleem dat kan gesimuleerd worden niet afhangt van de hoeveelheid\nadruk{lokaal} geheugen van elke uitvoeringseenheid, maar enkel afhangt vande \nadruk{totale} hoeveelheid geheugen in de hele machine. Ook in dithoofdstuk wordt, met behulp van experimenten op een aantal grotesupercomputers, aangetoond dat de voorgestelde oplossingen wel degelijkschaalbaar zijn.De volgende hoofdstukken concentreren zich op een ander aspect van deparallellisatie: het efficient inlezen en uitschrijven van de simulatieresultaten. Het is een onmiskenbare trend dat nieuwe parallelle machinessteeds meer uitvoeringseenheden bevatten; soms is het zelfs zo dat -- omwillevan een betere efficientie en minder warmteontwikkeling -- snellereuitvoeringseenheden ingeruild worden voor een aantal tragere. Machines metmeer dan 100000 uitvoeringseenheden zijn al lang geen uitzondering meer. Ditheeft tot gevolg dat, om de machine optimaal te gebruiken, steeds alleuitvoeringseenheden actief gehouden moeten worden. Waar het bij kleineremachines gebruikelijk was om slechts \'e\'en enkele uitvoeringseenheid tegebruiken om een probleem in te laden of uit te schrijven is hetvanzelfsprekend niet mogelijk om deze strategie toe passen bij machines meteen grote hoeveelheid uitvoeringseenheden. Bovendien is de hoeveelheid teverwerken data ook veel groter bij deze laatste machines. Daarom is hetnoodzakelijk dat all aspecten van het programma parallel zijn, inclusief hetinlezen en uitschrijven van de gegevens.Hoofdstuk 5 bespreekt hoe de I/O routines kunnen worden aangepast om ditmogelijk te maken. In hoofdstuk 6 worden de technieken uit het voorgaandehoofdstuk ge\"evalueerd om te zien hoe deze zich in realistischeomstandigheden gedragen. Uit deze evaluatie blijkt dat er momenteel een grootaantal hindernissen overwonnen moeten worden om een goede performantie tebekomen op de hedendaagse machines. Dit is voornamelijk te wijten aan debeschikbare software voor parallelle I/O. Alhoewel deze voldoet voor I/Ooperaties met een eenvoudige structuur, is deze bijna onbruikbaar voorcomplexere I/O bewerkingen, zoals deze veroorzaakt door ongestructureerderoosters. Het performantieverschil tussen de ``moeilijke'' en ``makkelijke''I/O toegangen kan oplopen tot een factor 100.Hoofdstuk 7 probeert deze kloof te verkleinen door de toegangspatronen voor eenongestructureerd rooster te vereenvoudigen. Door complexe I/O operaties zolang mogelijk uit te stellen wordt het mogelijk om meerdere operaties tecombineren en -- door gebruikt te maken van de extra data -- deze tevereenvoudigen. Alhoewel deze techniek het beste werkt voor numeriekesimulatiesoftware kan deze ook bij andere toepassingen gebruikt worden.Door alle aspecten van de parallellisatie aan bod te laten komen(communicatie, I/O en andere) geeft dit werk een goed overzicht van dewijzigingen en problemen die nodig zijn om numerieke simulaties uit te voerenop een hedendaagse supercomputer.status: Publishe
Over golfeigenschappen in het inhomogene plasma van de zon: nieuwe benaderingen.
Full text linkstatus: Publishe
Trajectory files for the heliospheric model Icarus
No full textThis dataset contains files describing trajectories of planets in the solar system and several satellites needed for running the heliospheric model Icarus. The files allow the model to track the positions of the objects during the simulation and to save data specifically for the object locations at each point in time. The files can be downloaded using a Python script (provided as part of Icarus) which downloades only the files necessary for given time
- …
