Bestimmung entscheidender Rekonnexionsparameter

Magnetische Rekonnexion ist einer der fundamentalsten Prozesse bei der Untersuchung solar-terrestrischer Beziehungen. Die Sonne emittiert einen Strom magnetisierten Plasmas, den sog. Sonnenwind, der auf das Erdmagnetfeld trifft, dieses aber nicht durchdringen kann. Dadurch ist der Sonnenwind gezwungen das Erdmagnetfeld zu umströmen. Dies führt zur Ausbildung einer Magnetosphäre, die auf der sonnenabgewandten Seite zu einem Magnetschweif ausgedehnt wird. Die Grenzschicht zwischen Erdmagnetfeld und Sonnenwind wird Magnetopause genannt. Sowohl im Magnetschweif als auch an der Magnetopause kann unter bestimmten Voraussetzungen magnetische Rekonnexion auftreten. Dabei wird Plasma aufgeheizt und beschleunigt. Nachdem sich die Forschung in den letzten Jahrzehnten mit der Beschreibung und dem Nachweis dieses Prozesses beschäftigte, ist es nun an der Zeit aus Satellitenbeobachtungen die entscheidenden Rekonnexionsparamter zu rekonstruieren. Zu diesen Parametern zählen etwa die Rekonnexionsrate, die Aufschluss über die Effektivität des Prozesses gibt, der "reconnected flux", der als Maß für die Impulsivität der Rekonnexion angesehen werden kann, sowie der Ort an dem die Rekonnexion stattfindet. All diese Parameter enthalten wichtige Informationen über den Ablauf des Rekonnexionsprozesses, sowie seine Bedeutung im Rahmen magnetosphärischer Aktivität. Aufgrund der Aktualität dieses Forschungszweiges sind die Arbeiten auf diesem Gebiet größtenteils noch unverifizert. Um einen umfassendes Verständnis des Rekonnexionsprozesses zu erlangen, muss man ihn auf makroskopischer, wie auch mikroskopischer Ebene untersuchen. Wir verbinden in diesem Projekt einen makroskopischen MHD Zugang mit einem kinetischen. Für letzteren machen wir Gebrauch von einer PIC Simulation mit offenen Randbedingungen. Daher können wir Effekte, die auf Längenskalen der sog. "ion"- and "electron inertial length" auftreten, einbinden und kinetische Einflüsse auf die Generation des elektrischen Rekonnexionsfeldes untersuchen, wie etwa Hall-Terme, turbulente und Trägheitsterme, oder Terme eines nicht-gyrotropischen Elektronen- Drucktensors, sowie die Rolle von Instabilitäten. Wir stellen uns mit diesem Projekt erstmals der Herausforderung aktuelle Rekonstruktionsmethoden zu verifizieren. Wir entwickeln zunächst eine Methode zur Rekonstruktion der Rekonnexionsrate, des "reconnected flux" sowie des Ortes der Rekonnexion und vergleichen unsere Ergebnisse mit denen bisheriger Rekonstruktionsmethoden. In einem zweiten Schritt werden wir Rekonnexion im Magnetschweif unter realistischen Bedingungen, die in analytische Modelle nicht eingebaut werden können, simulieren. Dadurch ist es uns möglich den Anwendungsbereich von Rekonstruktionsmethoden zu bestimmen, diese zu adaptieren und zu verbessern, sowie den Einfluss kinetischer Prozesse zu bestimmen. Dabei werden wir Rekonnexionsparameter aus Satellitendaten (z.B. Cluster) im Magnetschweif sowie an der Magnetopause (z.B. ISEE) von verschiedenen Positionen ermitteln und diese zu vergleichen. Ein wichtiger Punkt dabei ist die Implementierung von Daten der THEMIS-Mission. Die Arbeit wird in Kooperation mit der Universität St. Petersburg, der Universität von New Hampshire, dem Mullard Space Science Laboratory in Surrey, Großbritannien, der Universität von Tokio, sowie weiteren internationalen Partnern erfolgen. Die Ergebnisse werden in international renommierten Fachjournalen wie dem "Journal of Geophysical Research", "Annales Geophysicae" oder "Planetary and Space Science" veröffentlicht werden. Die Arbeitsgruppe von Prof. Biernat kann eine jahrzehntelange Erfahrung auf dem Gebiet der magnetischen Rekonnexion und solar-terrestrischer Beziehungen sowie eine ebenso lange Zusammenarbeit mit den o.a. Instituten aufweisen. Durch die Beteiligung des Instituts für Weltraumforschung in Graz an den Cluster- und THEMIS-Missionen ist auch auf diesem Gebiet die notwendige Infrastruktur gewährleistet.

Magnetische Rekonnexion ist einer der fundamentalsten Prozesse bei der Untersuchung solar-terrestrischer Beziehungen. Die Sonne emittiert einen Strom magnetisierten Plasmas, den sog. Sonnenwind, der auf das Erdmagnetfeld trifft, dieses aber nicht durchdringen kann. Dadurch ist der Sonnenwind gezwungen das Erdmagnetfeld zu umströmen. Dies führt zur Ausbildung einer Magnetosphäre, die auf der sonnenabgewandten Seite zu einem Magnetschweif ausgedehnt wird. Die Grenzschicht zwischen Erdmagnetfeld und Sonnenwind wird Magnetopause genannt. Sowohl im Magnetschweif als auch an der Magnetopause kann unter bestimmten Voraussetzungen magnetische Rekonnexion auftreten. Dabei wird Plasma aufgeheizt und beschleunigt. Nachdem sich die Forschung in den letzten Jahrzehnten mit der Beschreibung und dem Nachweis dieses Prozesses beschäftigte, ist es nun an der Zeit aus Satellitenbeobachtungen die entscheidenden Rekonnexionsparamter zu rekonstruieren. Zu diesen Parametern zählen etwa die Rekonnexionsrate, die Aufschluss über die Effektivität des Prozesses gibt, der "reconnected flux", der als Maß für die Impulsivität der Rekonnexion angesehen werden kann, sowie der Ort an dem die Rekonnexion stattfindet. All diese Parameter enthalten wichtige Informationen über den Ablauf des Rekonnexionsprozesses, sowie seine Bedeutung im Rahmen magnetosphärischer Aktivität. Aufgrund der Aktualität dieses Forschungszweiges sind die Arbeiten auf diesem Gebiet größtenteils noch unverifizert. Um einen umfassendes Verständnis des Rekonnexionsprozesses zu erlangen, muss man ihn auf makroskopischer, wie auch mikroskopischer Ebene untersuchen. Wir verbinden in diesem Projekt einen makroskopischen MHD Zugang mit einem kinetischen. Für letzteren machen wir Gebrauch von einer PIC Simulation mit offenen Randbedingungen. Daher können wir Effekte, die auf Längenskalen der sog. "ion"- and "electron inertial length" auftreten, einbinden und kinetische Einflüsse auf die Generation des elektrischen Rekonnexionsfeldes untersuchen, wie etwa Hall-Terme, turbulente und Trägheitsterme, oder Terme eines nicht-gyrotropischen Elektronen- Drucktensors, sowie die Rolle von Instabilitäten. Wir stellen uns mit diesem Projekt erstmals der Herausforderung aktuelle Rekonstruktionsmethoden zu verifizieren. Wir entwickeln zunächst eine Methode zur Rekonstruktion der Rekonnexionsrate, des "reconnected flux" sowie des Ortes der Rekonnexion und vergleichen unsere Ergebnisse mit denen bisheriger Rekonstruktionsmethoden. In einem zweiten Schritt werden wir Rekonnexion im Magnetschweif unter realistischen Bedingungen, die in analytische Modelle nicht eingebaut werden können, simulieren. Dadurch ist es uns möglich den Anwendungsbereich von Rekonstruktionsmethoden zu bestimmen, diese zu adaptieren und zu verbessern, sowie den Einfluss kinetischer Prozesse zu bestimmen. Dabei werden wir Rekonnexionsparameter aus Satellitendaten (z.B. Cluster) im Magnetschweif sowie an der Magnetopause (z.B. ISEE) von verschiedenen Positionen ermitteln und diese zu vergleichen. Ein wichtiger Punkt dabei ist die Implementierung von Daten der THEMIS-Mission. Die Arbeit wird in Kooperation mit der Universität St. Petersburg, der Universität von New Hampshire, dem Mullard Space Science Laboratory in Surrey, Großbritannien, der Universität von Tokio, sowie weiteren internationalen Partnern erfolgen. Die Ergebnisse werden in international renommierten Fachjournalen wie dem "Journal of Geophysical Research", "Annales Geophysicae" oder "Planetary and Space Science" veröffentlicht werden. Die Arbeitsgruppe von Prof. Biernat kann eine jahrzehntelange Erfahrung auf dem Gebiet der magnetischen Rekonnexion und solar-terrestrischer Beziehungen sowie eine ebenso lange Zusammenarbeit mit den o.a. Instituten aufweisen. Durch die Beteiligung des Instituts für Weltraumforschung in Graz an den Cluster- und THEMIS-Missionen ist auch auf diesem Gebiet die notwendige Infrastruktur gewährleistet.