Magnetic Field Modeling of the Solar Atmosphere

The main aim of this project was to investigate the physical processes of solar eruptions. Solar eruptions occur due to abrupt reconfigurations (magnetic reconnection) of the magnetic field in the outer solar atmosphere (the chromosphere and corona). Impressive consequences of such magnetic field reconfigurations within localized volumes in the solar atmosphere are flares (observed in the form of sudden enhancements of emitted electromagnetic radiation) and coronal mass ejections (CMEs; immense masses of magnetized plasma expelled to interplanetary space). In their course, previously stored magnetic energy is violently released. Sophisticated numerical methods were used to reconstruct the three-dimensional coronal magnetic field in the course of solar eruptions, based on measurements of the magnetic field on the visible solar surface (the photosphere) at a high spatial and temporal cadence. Based on the resulting three-dimensional magnetic field models, we were able to study relevant physical quantities for eruptive and non-eruptive (CME-less) flares, as well as to analyze the temporal and spatial relationship of the magnetic field reconfiguration and observed flare-related coronal emission in the corona.

The main results obtained within this project are the following: 1) Sheared and/or twisted magnetic field configurations are recognized in the form of localized bright structures in coronal intensity images, already prior to flaring activity as they represent locations where electric currents are dissipated. The latter are induced and stored in the pre-flare corona by shearing and/or twisting motions in the photospheric plasma. 2) Magnetic field structures that are involved in magnetic reconnection can be unambiguously identified via enhanced hard X-ray emission observed in localized regions. 3) The flaring corona is composed of a mix of small-scale volumes, locally dominated by magnetic energy release or storage. During the impulsive phase, flare-induced losses of magnetic energy are located at successively higher heights in the atmosphere. 4) The magnetic fields emanating from locations populated by flare ribbons (low-atmosphere locations of newly reconnected magnetic fields) are capable of monitoring the approximate location of the reconnection site as a function of height in the solar corona and time. 5) The large-scale coronal magnetic field may serve as a strong confinement, capable of resulting in failed eruptions (CME-less flares). 6) During confined flares, magnetic fields may be subject to multiple magnetic reconnection processes, as suggested by the observation of repeated brightenings within flare ribbons.

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 (beobachtet in der Form eines dramatischen Anstieges der ausgesandten elektromagnetischen Strahlung) und koronalen Masseauswürfen (CMEs; Ausstoß von immensen Massen koronalen Plasmas in den interplanetaren Raum) auf, wobei zuvor gespeicherte magnetische Energie freigesetzt wird. Unter Verwendung von fortschrittlichen numerischen Methoden wurde das dreidimensionale koronale Magnetfeld im Zuge von Sonneneruptionen rekonstruiert, basierend auf direkten Messungen des Magnetfeldes der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), mit hoher zeitlicher und räumlicher Auflösung. Basierend auf den resultierenden dreidimensionalen Magnetfeldmodellen wurden relevante physikalische Größen für eruptive und "confined" (ohne assoziiertem CME) Flares untersucht, sowie die zeitlichen und räumlichen Zusammenhänge zwischen beobachteten erhöhten Strahlungsemissionen und der Umstrukturierung des Magnetfeldes in der Korona analysiert.

Die entsprechenden zentralen Ergebnisse des durchgeführten Projektes sind: 1) Gescherte und/oder verdrillte Magnetfeldstrukturen sind erkennbar in der Form von hellen Strukturen in Bildern der Sonnenkorona, 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 des Anstieges der gemessenen harten Röntgenstrahlung in eng begrenzten Gebieten eindeutig identifiziert werden. 3) Die Flare-Korona setzt sich zusammen aus einem Mix von kleinskaligen Volumen, in denen magnetische Energie lokal gespeichert oder freigesetzt wird. Im Verlauf der impulsiven Phase von Flares befinden sich Bereiche in denen magnetische Energie freigesetzt wird sukzessiv höher in der Korona. 4) Die in Flare ribbons (markieren die Fußpunkte von neu rekonnexierten Magnetfeldern 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 innerhalb von Flare ribbons.