The effects of partial ionization on magnetic flux emergence and solar eruptive events

Abstract

The process of magnetic flux emergence is closely linked to the formation of solar active regions, which are the main sites for most solar eruptions. The Sun’s lower atmosphere and a part of its upper convection zone are partially ionized. In this thesis, we modified the one-fluid magnetohydrodynamic equations to include the effects of partial ionization. Our work involves comparing two simulation scenarios: one with a fully ionized plasma (FI) and the other with a partially ionized plasma (PI). We analyzed and compared these scenarios in both an unmagnetized solar atmosphere and a magnetized solar atmosphere. Our analysis shows that in the PI case, less dense plasma rises more easily to the photospheric layer than in the FI case. The PI plasma changes the structure of the emerging magnetic field, shaping bipolar regions differently and causing the magnetic field to expand upwards sooner. We have found that partial ionization reduces cooling during adiabatic expansion but does not heat the atmospheric plasma. In our 3D experiments, we have found that PI does not prevent coronal unstable magnetic structures from erupting into the outer solar atmosphere. The failed emergence of the flux tube axis in the PI case created differences in the dynamical evolution of the magnetic field in the solar atmosphere compared to the FI case. We also observed differences in temperature, density, and vertical velocity profiles during eruptions, highlighting the impact of partial ionization in the lower atmosphere and upper convection zone. Comparing PI and FI simulations in a magnetized corona, we found that the first reconnection jet is a multithermal jet and is slower, cooler, and less dense in PI than in FI. For inverted-Y-shaped standard jet we find that the PI jet is less hot, less dense, but faster than the FI jet. We have found the presence of mini-filament-structures in both simulations. We have found that PI have more energetic blowout jets. To conclude this PhD thesis provided new results and shed light on the effects of the partially ionized plasma on magnetic flux emergence and solar eruptive events.

Η διαδικασία της ανάδυσης μαγνητικής ροής συνδέεται στενά με τον σχηματισμό των ηλιακών ενεργών περιοχών, οι οποίες αποτελούν τα κύρια σημεία εκδήλωσης των περισσότερων ηλιακών εκρήξεων. Η κατώτερη ατμόσφαιρα του Ήλιου και ένα τμήμα της ανώτερης ζώνης μεταφοράς του είναι μερικώς ιονισμένα. Σε αυτή τη διατριβή, τροποποιήσαμε τις εξισώσεις της μονορευστής μαγνητοϋδροδυναμικής ώστε να συμπεριλάβουμε τις επιδράσεις της μερικής ιονίσεως. Η εργασία μας περιλαμβάνει τη σύγκριση δύο σεναρίων προσομοίωσης: ενός με πλήρως ιονισμένο πλάσμα (FI) και ενός με μερικώς ιονισμένο πλάσμα (PI). Αναλύσαμε και συγκρίναμε αυτά τα σενάρια τόσο σε μη μαγνητισμένη ηλιακή ατμόσφαιρα όσο και σε μαγνητισμένη ηλιακή ατμόσφαιρα. Η ανάλυσή μας δείχνει ότι στην περίπτωση PI, πλάσμα μικρότερης πυκνότητας ανέρχεται ευκολότερα έως το φωτοσφαιρικό στρώμα σε σύγκριση με την περίπτωση FI. Το PI πλάσμα μεταβάλλει τη δομή του αναδυόμενου μαγνητικού πεδίου, διαμορφώνοντας διαφορετικά τις διπολικές περιοχές και προκαλώντας νωρίτερα την προς τα άνω διαστολή του μαγνητικού πεδίου. Διαπιστώσαμε ότι η μερική ιονίση μειώνει την ψύξη κατά την αδιαβατική διαστολή, αλλά δεν θερμαίνει το ατμοσφαιρικό πλάσμα. Στα τρισδιάστατα πειράματά μας, βρήκαμε ότι η μερική ιονίση δεν εμποδίζει ασταθείς κορωνακές μαγνητικές δομές από το να εκραγούν προς την εξωτερική ηλιακή ατμόσφαιρα. Η αποτυχημένη ανάδυση του άξονα του σωλήνα ροής στην περίπτωση PI δημιούργησε διαφορές στη δυναμική εξέλιξη του μαγνητικού πεδίου στην ηλιακή ατμόσφαιρα σε σύγκριση με την περίπτωση FI. Παρατηρήσαμε επίσης διαφορές στα προφίλ θερμοκρασίας, πυκνότητας και κατακόρυφης ταχύτητας κατά τη διάρκεια των εκρήξεων, υπογραμμίζοντας την επίδραση της μερικής ιονίσεως στην κατώτερη ατμόσφαιρα και στην ανώτερη ζώνη μεταφοράς. Συγκρίνοντας προσομοιώσεις PI και FI σε μαγνητισμένη κορώνα, διαπιστώσαμε ότι ο πρώτος πίδακας επανασύνδεσης είναι πολυθερμικός και είναι πιο αργός, πιο ψυχρός και λιγότερο πυκνός στην περίπτωση PI σε σχέση με την FI. Για τον τυπικό πίδακα τύπου ανεστραμμένου-Y διαπιστώσαμε ότι ο πίδακας PI είναι λιγότερο θερμός και λιγότερο πυκνός, αλλά ταχύτερος από τον FI. Διαπιστώσαμε την παρουσία δομών τύπου μίνι-νηματίων και στις δύο προσομοιώσεις. Βρήκαμε ότι οι προσομοιώσεις PI εμφανίζουν πιο ενεργητικούς πίδακες τύπου blowout. Συμπερασματικά, η παρούσα διδακτορική διατριβή παρείχε νέα αποτελέσματα και έριξε φως στις επιδράσεις του μερικώς ιονισμένου πλάσματος στην ανάδυση μαγνητικής ροής και στα ηλιακά εκρηκτικά φαινόμενα.