Magnetic Field Modeling of the Solar Atmosphere

The atmospheric layers of the Sun are magnetically coupled to the solar interior by a magnetic field, generated in the convection zone by the action of a hydromagnetic dynamo. Once created, strong toroidal fields buoyantly rise towards the visible solar surface (the photosphere) and expand into the solar atmosphere. Continuously, electric currents are induced and magnetic energy is stored, driven by the motion of the magnetic field line foot points relative to the ambient magnetic field. Abrupt reconfigurations of the magnetic field in the outer solar atmosphere (the chromosphere and corona), driven by resistive instabilities, lead to the release of previously stored magnetic energy. Impressive consequences of such reconfigurations of localized magnetic fields in the solar atmosphere are solar flares and coronal mass ejections (CMEs). They are usually associated with locations where bundles of magnetic field lines emerge from or re-enter the visible solar surface (active regions). During a CME, immense masses of magnetized plasma are released with velocities of hundreds to thousands of kilometers per second. During flares, sudden enhancements of electromagnetic radiation are observed, caused by accelerated particles and excessive heating of the upper solar atmospheric layers. Moreover, flares and CMEs are the major source of the "space weather" at Earth. The lack of routine direct measurements of magnetic fields in the chromosphere and corona is nowadays compensated by the usage of reconstruction methods. These approximate the magnetic field in those layers indirectly, based on routinely performed, direct measurements of the magnetic field at photospheric levels. By the use of one of the most sophisticated static equilibrium model approach, the pre- and post-eruptive coronal magnetic field can be approximated in a realistic way. Based on resulting the 3D model fields, we will be able to study the temporal evolution of related quantities, for instance the magnetic energy and relative helicity, in the course of eruptions. The proposed project aims to investigate the storage and release processes of magnetic energy during solar eruptions with unprecedented spatial and temporal resolution. It is aimed to disentangle the temporal and spatial scales on which the magnetic field and associated quantities evolve during solar eruptions. Additionally, the temporal and spatial associations of the coronal magnetic field and the flare-related emission signatures is to be investigated. Moreover, we aim to localize the coronal site of the changing magnetic topology and systematically investigate the role of the magnetic helicity in the course of flares with and without associated CME.

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.