Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 04/05 Ludwig-Maximilians-Universität München

This modelling study aims to gain an improved understanding of the processes that determine the water vapour budget in the stratosphere by means of the investigation of water isotope ratios. At first, a separate hydrological cycle has been introduced into the chemistry-climate model EMAC, including the water isotopologues HDO and H218O and their physical fractionation processes. Additionally, an explicit computation of the contribution of methane oxidation to HDO has been incorporated. EMAC simulates explicit stratospheric dynamics and a highly resolved tropical tropopause layer. These model expansions, now allow detailed analyses of water vapour and its isotope ratio with respect to deuterium (deltaD(H2O)), throughout the stratosphere and in the transition region to the troposphere.
In order to assure the correct representation of the water isotopologues in the model's hydrological cycle, the expanded system has been evaluated in several steps. The physical fractionation effects have been evaluated by comparison of the simulated isotopic composition of precipitation with measurements from a ground-based network (GNIP) and with the results from an isotopologue-enabled ECHAM5 general circulation model version. The model's representation of the chemical HDO precursor CH3D in the stratosphere has been confirmed by a comparison with chemical transport models (CHEM1D, CHEM2D) and measurements from radiosonde
flights. Finally, the simulated HDO and deltaD(H2O) have been evaluated in the stratosphere, with respect to retrievals from three different satellite instruments (MIPAS, ACE-FTS, SMR).
Discrepancies in stratospheric deltaD(H2O) between two of the three satellite retrievals can now partly be explained. The simulated seasonal cycle of tropical deltaD(H2O) in the stratosphere exhibits a weak tape recorder signal, which fades out at altitudes around 25 km. This result ranges between the pronounced tape recorder signal in the MIPAS observations and the missing upward propagation of the seasonal variations in the ACE-FTS retrieval. Revisions of different insufficencies in the respective satellite measurements, however, are expected to alter both observational datasets towards the results of the EMAC model.
Extensive analyses of the water isotope ratios have revealed the driving mechanisms of the stratospheric deltaD(H2O) tape recorder signal in the EMAC simulation. A sensitivity study without the impact of methane oxidation on deltaD(H2O) demonstrates the damping effect of this chemical process on the tape recorder signal. An investigation of the origin of the enhanced deltaD(H2O) in the lower stratosphere during boreal summer, shows isotopically enriched water vapour, crossing the tropopause over the subtropical Western Pacic. A correlation analysis confirms this link, and thus the Asian Summer Monsoon could be identified to be the major contributing process for the stratospheric deltaD(H2O) tape recorder. This finding contradicts an analysis of ACE-FTS satellite data, which assigns the lower stratospheric deltaD(H2O) increase during boreal summer to the North American Monsoon. A possible explanation for this discrepancy has been found to be an underrepresentation of convective ice overshooting in the applied convection scheme.

In dieser Arbeit untersuche ich den Einfluss massiver Quantenfelder auf einen reinen de Sitter Hintergrund. Nach einer kurzen Zusammenfassung der neuesten Entwicklungen zu diesem Thema gebe ich eine Einführung in die klassische Geometrie von de Sitter Räumen. Darin behandle ich die physikalischen Eigenschaften und die verschiedenen Koordinatensysteme, die unterschiedliche Teile des de Sitter Raumes bedecken. Im anschließenden Kapitel wiederhole ich die Quantenfeldtheorie freier Skalarfelder auf gekrümmten Hintergründen im Allgemeinen und auf de Sitter im Speziellen. Hier gebe ich die Lösungen für die Modenfunktionen in geschlossenen und flachen Koordinaten an und diskutiere das Problem der richtigen Wahl des Vakuums auch im Hinblick auf die Eigenschaften der zugehörigen Green Funktionen. Da sich der Hintergrund für die Quantenfeldtheorie auf de Sitter mit der Zeitentwicklung ändert, verwende ich den in/in (Keldysh) Formalismus zur Berechnung von Observablen. Ich fasse den Formalismus zusammen und erläutere die für Rechnungen benötigten Methoden. Die Einführung des Wechselwirkungspotentials und der Feynmanregeln für Wechselwirkungsdiagramme bilden schliesslich den Abschluss des einleitenden Teils.
Mit Hilfe des effektiven Potentials für das reskalierte Skalarfeld zeige ich, dass jede Theorie mit ungeraden Wechselwirkungspotentialen Probleme mit der Stabilität des freien Vakuums aufweist, falls der Skalenfaktor in der Vergangenheit verschwindet. Dies ist auch ein Argument, auf de Sitter die globalen Koordinaten anstelle der flachen zu verwenden, da sie im Gegensatz zu diesen den ganzen Raum bedecken und der Skalenfaktor nur einen nicht verschwindenden Minimalwert annimmt. Ich beweise weiterhin, dass aus der Betrachtung der Vakuumpersistenz kein Einwand gegen Wechselwirkungen auf de Sitter folgt, da die resultierende Entwicklung immer unitär ist, falls die Kopplung klein genug gewählt wird. Für die Schleifenkorrekturen zum Keldyshpropagator in globalen Koordinaten ergeben meine Berechnungen keine problematischen Divergenzen. Insbesondere finde ich keine Divergenz, die es verbietet, den adiabatischen Limes in Berechnung zu nehmen, was den Ergebnissen von Polyakov und Krotov widerspricht. Zusammen- fassend ist meine Schlussfolgerung, dass die wechselwirkenden Quantenfelder zu keinen offensichtlichen Instabilitäten des de Sitter Hintergrundes führen.

Der Beitrag der Luftfahrt am gesamten anthropogenen Strahlungsantrieb beträgt 3-8 %.
Mit steigendem Luftverkehrsaufkommen um etwa 5 % jährlich wächst dieser Beitrag stetig
an. Kondensstreifenzirren machen den größten Anteil an der Klimawirkung des Luftverkehrs
aus. Die Ergebnisse der bisherigen Studien sind aber noch mit großen Unsicherheiten versehen.
Mit dem Ziel einer realistischeren Darstellung von Kondensstreifenzirren und genaueren
Validierungsmöglichkeiten der Kondensstreifenzirren-Parametrisierung im Klimamodell wird
in dieser Arbeit die Parametrisierung der mikrophysikalischen und optischen Eigenschaften
von Kondensstreifenzirren, welche einen großen Einfluss auf deren Klimawirksamkeit haben,
verbessert.
Als Vorarbeit musste das im Klimamodell ECHAM5 verwendete Zwei-Momenten-Schema
für natürliche Wolken in Bezug auf die Konsistenz der Mikrophysik mit einem fraktionellen
Bedeckungsgradschema modifiziert werden. Zudem wurde die Nukleationsparametrisierung
um den Einfluss durch präexistierendes Eis erweitert. Die für ECHAM4 entwickelte
Kondensstreifenzirren-Parametrisierung wurde in ECHAM5 übertragen und um das Zwei-
Momenten-Schema erweitert. Neben dem Eiswassergehalt wird damit auch die Eispartikelanzahldichte
im Modell prognostiziert. Folglich kann die mittlere Eispartikelgröße bestimmt
werden. Es stellte sich heraus, dass genaue Informationen über die Ausdehnung des Volumens
der Kondensstreifenzirren wichtig für die Darstellung der mikrophysikalischen und optischen
Eigenschaften der Kondensstreifenzirren sind. Der Einfluss von Diffusion und Sedimentation
auf die Vergrößerung des Volumens der Kondensstreifenzirren wurde im Modell parametrisiert.
Das Ergebnis zeigt eine ähnliche globale Verteilung der Kondensstreifenzirren wie in der
Studie mit ECHAM4. Die Bedeckungsgrade sind jedoch höher, zeigen aber im Vergleich mit
Satellitendaten gute Übereinstimmungen. Die optische Dicke orientiert sich einerseits an der
Höhe des Eiswassergehalts. Beide zeigen Maxima in den Tropen, wo die Menge des kondensierbaren
Wasserdampfs hoch ist. Andererseits orientiert sich die globale Verteilung der
mikrophysikalischen und optischen Eigenschaften, anders als in früheren Studien, stark an
der Flugverkehrsdichte. Durch häufige Bildung von Eispartikeln in den Hauptfluggebieten
bleibt die Eispartikelanzahldichte groß und die mittlere Partikelgröße klein. Folglich ist die
optische Dicke in diesen Gebieten durch die Berücksichtigung der Eispartikelanzahldichte
höher als in früheren Studien. Wenn man, wie in früheren Studien, das Strahlungschema
mit einer Beschränkung auf größere Eispartikel anwendet, ist der Strahlungsantrieb mit
29 mW/m2 im Vergleich zur vorangegangenen Studie in ECHAM4 etwas geringer.
Emittierte Rußpartikel aus den Flugzeugtriebwerken stellen eine dominierende Quelle der
Eispartikel in Kondensstreifenzirren dar. Die erweiterte Parametrisierung von Kondensstreifenzirren
im Modell ist Voraussetzung für eine Studie über den Einfluss einer Rußemissionsänderung
auf den Strahlungsantrieb von Kondensstreifenzirren. Bei einer angenommenen
Reduzierung der initialen Eispartikelanzahldichte um 80 % werden die Eispartikel größer und
die optische Dicke kleiner. Der Bedeckungsgrad der sichtbaren Kondensstreifenzirren veringert
sich um mehr als die Hälfte, jedoch wurde die Vermutung, dass sich die Lebensdauer
der Kondensstreifenzirren durch die Bildung größerer Eispartikel verkürzt, nicht bestätigt.

In kühlen Sternen wie der Sonne wird die nuklear erzeugte Energie aus dem Inneren an die Oberfläche transportiert. Diese kann dann in den freien Weltraum entfliehen, und so können wir das Sternenlicht letztlich beobachten. Die theoretische Modellierung des photosphärischen Übergangsbereiches – vom konvektiven zum radiativen Energietransport – ist aufgrund der inhärenten dreidimensionalen (3D) Natur der Konvektion und der komplexen, nicht-linearen und nicht-lokalen Interaktionen des Strahlungsfelds mit dem stellaren Plasma sehr anspruchsvoll. Theoretische Atmosphärenmodelle stellen die fundamentale Basis für die Untersuchung von Sternen dar, daher sind Astronomen für ihr Verständnis der Sterne auf diese letztlich angewiesen. Die üblicherweise verwendeten eindimensionalen (1D) Atmosphärenmodelle beinhalten verschiedene Vereinfachungen. Insbesondere wird die Konvektion für gewöhnlich mit der Mischungswegtheorie berechnet, trotz ihrer wohlbekannten Fehler, da derzeit keine deutlich besseren Alternativen vorhanden sind. Der einzige Ausweg, um dieses Problem zu überwinden ist, die zeitabhängigen, dreidimensionalen, hydrodynamischen Gleichungen, welche mit einem realistischen Strahlungstransport gekoppelt sind, zu lösen. Aufgrund der in den vergangenen Jahrzehnten rasch gestiegenen Rechenleistung wurden bedeutende Fortschritte mit Simulationen für 3D Strahlungshydrodynamik (RHD) von Atmosphären erzielt. Diese Modelle sind außerordentlich leistungsfähig, und besitzen eine enorme Vorhersagekraft, wie präzise Vergleiche mit Sonnenbeobachtungen wiederholt beweisen konnten.
Ausgestattet mit diesen ausgereiften Methoden möchte ich als Ziel meiner Dissertation die drei folgenden Fragen näher untersuchen: Was sind die Eigenschaften der Atmosphären von kühlen Sternen? Welche Unterschiede sind zwischen den 1D und 3D Modellen vorhanden? Wie verändern sich die Vorhersagen für die Sternstrukturen und Spektrallinien? Um mich dieser Aufgabenstellung systematisch anzunehmen, habe ich das Stagger-Gitter berechnet. Das Stagger-Gitter ist ein umfangreiches Gitter aus 3D RHD Atmosphärenmodellen von kühlen Sternen, welches einen großen stellaren Parameterbereich abdeckt. In der vorliegenden Dissertation beschreibe ich die Methoden, welche angewendet wurden, um die vielen Atmosphärenmodelle zu berechnen. Zudem werden die allgemeinen Eigenschaften der resultierenden 3D Modelle, auch deren zeitliche und räumliche Mittelwerte detailliert dargestellt und diskutiert. Die Unterschiede zwischen den 1D und 3D Schichtungen, sowie die Details der stellaren Granulation (die Manifestation der Konvektion unterhalb der Sternoberfläche) werden ebenfalls umfangreich erläutert und beschrieben. Des Weiteren habe ich folgende Anwendungen für die 3D Atmosphärenmodelle untersucht: Berechnung theoretischer Spektrallinien, wichtig für die Bestimmung von Sternparametern, Spektroskopie und Häufigkeiten-Analyse; die sogenannte Randverdunkelung, notwendig für die Analyse interferometrischer Beobachtungen und Suche nach extrasolaren Planeten; und die Kalibrierung der Mischungsweglänge, womit 1D-Sternmodelle verbessert werden können.
Die Qualität der hochauflösenden Beobachtungen hat inzwischen die der theoretischen 1D Atmosphärenmodelle aufgrund der technischen Entwicklungen in den vergangenen Jahren überschritten. Daher hat sich der Bedarf an besseren Simulationen für Atmosphärenmodelle erhöht. Durch die Bereitstellung eines umfangreichen Gitters aus 3D RHD Atmosphärenmodellen wurde dazu ein erheblicher Beitrag geleistet. Damit werden wir den Anforderungen an die Theorie für die derzeitigen und zukünftigen Beobachtungen gerecht werden, und können somit zu einem besseren Verständnis der kühlen Sterne beitragen.