Modellierung des Magnetfeldes in der Sonnenatmosphäre

Die Schichten der Sonnenatmosphäre und das Innere der Sonne sind durch ein Magnetfeld aneinander gekoppelt, welches in der Konvektionszone durch einen hydromagnetischen Dynamo erzeugt wird. Nach ihrer Erzeugung erfahren starke toroidale Felder magnetischen Auftrieb und steigen zu der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre) auf und expandieren in die Sonnenatmosphäre. Durch die Bewegung der Fußpunkte der Magnetfeldlinien im umgebenden Magnetfeld, werden kontinuierlich elektrische Ströme induziert und magnetische Energie gespeichert. Die durch resistive Instabilitäten angetriebene, abrupte Rekonfiguration des Magnetfeldes in der äußeren Sonnenatmosphäre (der Chromosphäre und Korona) führt zu der Freisetzung der vorher gespeicherten magnetischen Energie. Beeindruckende Folgen solcher Rekonfigurationen lokaler Magnetfelder in der Sonnenatmosphäre sind solare Flares und koronale Massenauswürfe (CMEs). Sie stehen üblicherweise in Verbindung mit den Gebieten wo Bündel magnetischer Feldlinien aus der Sonnenoberfläche hervor- oder wiedereintreten (aktive Regionen). Während CMEs werden immense Massen magnetisierten Plasmas mit Geschwindigkeiten von hunderten bis tausenden Kilometern pro Sekunde freigesetzt. Während Flares werden plötzliche Anstiege elektromagnetischer Strahlung beobachtet, die durch beschleunigte Teilchen und exzessive Heizung der höheren Atmosphärenschichten hervorgerufen werden. Darüber hinaus sind Flares und CMEs die Hauptursache unseres "Weltraumwetters" auf der Erde. Das Fehlen routinemäßiger, direkter Messungen von Magnetfeldern in der Chromosphäre und Korona wird durch die Anwendung von Rekonstruktionsmethoden kompensiert. Diese schätzen das Magnetfeld in diesen Atmosphärenschichten indirekt ab, basierend auf regelmäßigen, direkten Messungen des photosphärischen Magnetfeldes. Durch die Anwendung eines der fortschrittlichsten statischen Gleichgewichtsmodelle, kann das pre- und post-eruptive koronale Magnetfeld realistisch abgeschätzt werden. Die resultierenden 3D Modelfelder erlauben es die zeitliche Entwicklung zugehöriger Größen, wie zum Beispiel die magnetische Energie und relative Helizität, im Zuge von Eruptionen zu studieren. Das beabsichtigte Projekt zielt auf die Untersuchung der Speicherungs- und Freisetzungsprozesse magnetischer Energie während solarer Eruptionen, mit noch nie da gewesener zeitlicher und räumlicher Auflösung, ab. Ziel ist, die zeitlichen und räumlichen Skalen auf denen sich das Magnetfeld und die damit verbundenen Größen entwickeln zu entwirren. Zusätzlich soll die zeitliche und räumliche Verbindung des koronalen Magnetfeldes zu den Flare-spezifischen Emissionssignaturen untersucht werden. Weiters beabsichtigen wir, das koronale Gebiet zu lokalisieren in dem sich die Magnetfeldtopologie ändert und die Rolle der magnetischen Helizität im Zuge von Flares, mit und ohne assoziiertem CME, systematisch zu untersuchen.

Hauptziel des Projektes war es die physikalischen Prozesse von Sonneneruptionen zu untersuchen. Sonneneruptionen werden von abrupten Restrukturierungen des Magnetfeldes (magnetischer Rekonnexion) in der äußeren Sonnenatmosphäre (der Chromosphäre und Korona) verursacht. Sonneneruptionen treten in Form von Flares (plötzlicher dramatischer Anstieg der emittierten elektromagnetischen Strahlung) und koronalen Masseauswürfen (CMEs; Ausstoß von immensen Massen koronalen Plasmas in den interplanetaren Raum) auf, wobei zuvor gespeicherte magnetische Energie freigesetzt wird. Um fehlende direkte Messungen des koronalen Magnetfeldes zu kompensieren wurde, unter Verwendung fortschrittlicher numerischer Methoden, das dreidimensionale koronale Magnetfeld rekonstruiert. Als Input wurden direkte Messungen des Magnetfeldes auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), mit hoher zeitlicher und räumlicher Auflösung, verwendet.Basierend auf den resultierenden dreidimensionalen Magnetfeldmodellen wurden relevante physikalische Größen für eruptive und confined (ohne assoziiertem CME) Flares untersucht, sowie zeitliche und räumliche Zusammenhänge zwischen den beobachteten Strahlungsemissionen und des Magnetfeldes in der Sonnenkorona analysiert.Die entsprechenden zentralen Ergebnisse des durchgeführten Projektes sind: 1) Gescherte und/oder verdrillte Magnetfeldstrukturen sind als Strukturen erhöhter Strahlungsintensität in Bildern der Sonnenkorona zu erkennen, da sie Gebiete markieren in denen zuvor gespeicherte elektrische Ströme dissipiert werden. Letztere werden durch charakteristische Bewegungen des photosphärischen Plasmas induziert und gespeichert. 2) Magnetfeldstrukturen die an magnetischer Rekonnexion beteiligt sind können, anhand flareassoziierter erhöhter harter Röntgenstrahlung in eng begrenzten Gebieten, eindeutig identifiziert werden. 3) Die Flare-Korona setzt sich aus einem Mix von kleinskaligen Volumen zusammen, in denen magnetische Energie lokal gespeichert oder freigesetzt wird. Im Verlauf der impulsiven Phase von Flares befinden sich die Bereiche in denen magnetische Energie freigesetzt wird sukzessiv höher in der Korona. 4) Die in Flare ribbons (gebildet von den Fußpunkten neu rekonnexierter Magnetfelder in der unteren Sonnenatmosphäre) verankerten koronalen Magnetfelder lassen Rückschlüsse auf die Lage der Rekonnexionsregion zu, als Funktion der Zeit und Höhe in der Sonnenkorona. 5) Das großskalige koronale Magnetfeld kann stark einschränkend fungieren und zu fehlgeschlagenen Eruptionen (confined Flares) führen. 6) Im Zuge von confined Flares können Magnetfelder wiederholt magnetischer Rekonexion unterworfen sein, belegt durch die Beobachtung von wiederholten Aufhellungen in eng begrenzten Bereichen entlang der Flare ribbons.