Magnetic helicity modeling in solar flares

The understanding of the variations in the conditions of the near-Earth environment, our space weather, is becoming increasingly important, given the growing reliance of human society on space-based technology. Solar storms, such as flares and coronal mass ejections, may severely impact our space weather. Flares and coronal mass ejections are the most energetic events in our solar system, yet is the physics behind these events still not well understood. Related research still seeks answers to the question: When will a flare happen and will it evolve into a coronal mass ejection? Solar storms are caused by the interaction of magnetic field in coronal loops that are rooted in active regions. One of the key challenges in solar physics today is to understand the physics of the magnetic field connecting the photosphere to the corona in active regions. Direct measurements of the photospheric vector magnetic field are well-established and routinely performed. It is still challenging, however, to measure the coronal magnetic field on a routine basis, where we currently rely on sophisticated three-dimensional modeling techniques. The proposed innovative research focuses on the systematic assessment of the complexity of the coronal magnetic field in active regions, based on numerical models, in the context of the upcoming flare activity. In particular, the magnetic helicity, a quantity which is uniquely tied to the complexity of the coronal magnetic field, will be studied systematically. We aim to answer the following scientific questions, for better understanding the physics behind solar flares and to improve our abilities in space weather forecasts: (1) Which degree of coronal magnetic field complexity inevitably leads to a flare? (2) Which time scales are important for the replenishment of magnetic helicity? (3) How is magnetic helicity related to the flare type (eruptive vs. confined), in context with the structural properties of the coronal magnetic field surrounding the flare site?

Das Verständnis der zeitlichen Änderungen der physikalischen Bedingungen im erdnahen Weltraum, unser Weltraumwetter, gewinnt angesichts der wachsenden Abhängigkeit der menschlichen Gesellschaft von weltraumgestützter Technologie zunehmend an Bedeutung. Sonnenstürme wie Flares und koronale Massenauswürfe können unser Weltraumwetter stark beeinflussen. Sie sind die energiereichsten Ereignisse in unserem Sonnensystem, doch ist die zu Grunde liegende Physik noch nicht gut verstanden. Noch immer versucht die wissenschaftliche Forschung Antworten auf die Frage zu finden: Wann wird ein Flare auftreten und wird er einen koronalen Masseauswurf entwickeln? Sonnenstürme werden durch die Wechselwirkung des Magnetfeldes in koronalen Loops verursacht, die in aktiven Regionen verankert sind. Eine der wichtigsten Herausforderungen in der Sonnenphysik heute besteht darin die Physik des Magnetfelds zu verstehen, das die Photosphäre und Korona in aktiven Regionen miteinander verbindet. Direkte Messungen des photosphärischen Vektormagnetfeldes sind gut etabliert und werden routinemäßig durchgeführt. Es bleibt jedoch eine Herausforderung das koronale Magnetfeld routinemäßig zu messen, sodass auf hochentwickelte dreidimensionale Modellrechnungen zurückgegriffen wird. Die vorliegende innovative Forschung widmet sich der systematischen Untersuchung der Komplexität des koronalen Magnetfeldes, basierend auf numerischen Modellen, im Zusammenhang aufkommender Flareaktivität. Insbesondere wird die magnetische Helizität, eine Größe die in eindeutiger Weise mit der Komplexität des koronalen Magnetfelds verknüpft ist, systematisch untersucht. Wir wollen die folgenden wissenschaftlichen Fragen beantworten, um die Physik von Flares besser zu verstehen und Vorhersagen des Weltraumwetters zu verbessern: (1) Welcher Grad an Kolmplexität des koronalen Magnetfeldes führt unweigerlich zu einem Flare? (2) Welche Zeitskalen sind wichtig für die Speicherung der magnetischen Helizität? (3) Wie hängt die magnetische Helizität mit dem Flare Typ zusammen (eruptiv vs. confined), im Kontext mit den strukturellen Eigenschaften des umliegenden koronalen Magnetfelds?