Magnetic helicity modeling in solar flares

The main aim of this project was to investigate the link between solar eruptions and the magnetic complexity of the underlying magnetic field. We aimed to study magnetic helicity, a quantity which is uniquely tied to the complexity of the underlying coronal magnetic field, systematically for a large number of solar eruptions. Solar eruptions are caused by the interaction of magnetic fields in coronal loops that are rooted in regions of strong magnetic field on the solar surface (the photosphere), so-called active regions (ARs). Direct measurements of the photospheric vector magnetic field are well-established and routinely performed, where the unprecedented full-disk high-resolution and high-cadence observations of the Sun’s surface magnetic field by NASA’s Solar Dynamics Observatory represent a unique data source. To measure the coronal magnetic field on a routine basis we rely on sophisticated three-dimensional modeling techniques, using the surface magnetic field as an input. Based on the modeling, we aimed to clarify whether the characteristics of the time evolution of magnetic helicity hints at upcoming flare activity (Aim 1), how helicity is related to the type of upcoming flaring (confined or eruptive; Aim 2) and other structural properties of the host AR, and which time scales are relevant regarding the replenishment of the helicity budget. We summarize our main findings in respect of the research aims above in the following.

(1) We find that neither the overall preflare level (magnitude) of the coronal preflare helicity and energy budget, nor their change rate (time derivative) are strong indicators for upcoming flare activity or the type of flaring. Instead, relative measures, such as the free energy ratio and the helicity ratio appear much more indicative and more clearly relate to the flare type. (2) We provide refined suggestions for “critical values” that indicate upcoming CME-associated flaring. These allow us to predict the type of major flaring (GOES class M5 or larger) correctly in about 80%. Noteworthy, when involving an additional measure of stability (the critical height for torus instability) the success rate of flare type prediction is raised to over 90%. (3) The time of replenishment distinctly relates to the flare size. In smaller eruptive flares (GOES classes M1 to M4) the budgets of the total energy and helicity are reduced only minimally (by a few percent) during smaller eruptive flares and replenished essentially instantly. It requires less than approximately six hours for the replenishment of free-energy and current-carrying helicity. In contrast, after eruptive X-class flares, the budgets of free energy and current-carrying helicity remain diminished for at least 12 hours. Together with the flare-related reductions of ~20% and ~30%, respectively, this represents a strong conditioning to the flare ability of the corona.

Das Hauptziel dieses Projekts war es, den Zusammenhang zwischen Sonneneruptionen und der magnetischen Komplexität des zugrunde liegenden Magnetfeldes zu untersuchen, und zwar systematisch für eine große Anzahl von Sonneneruptionen. Unser Ziel war es, die magnetische Helizität, eine Größe, die in einzigartiger Weise von der Komplexität des zugrunde liegenden koronalen Magnetfeldes bestimmt wird zu studieren. Sonneneruptionen (Flares und koronale Masseauswürfe; CMEs) werden durch die Wechselwirkung von Magnetfeldern in der Sonnenatmosphäre (der Korona) verursacht, die in Regionen mit starkem Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche (der Photosphäre), sogenannten aktiven Regionen (ARs), verankert sind. Direkte Messungen des photosphärischen Vektormagnetfeldes sind gut etabliert und werden routinemäßig durchgeführt, wobei die Beobachtungen durch das Solar Dynamics Observatory der NASA eine einzigartige Datenquelle darstellen. Um das koronale Magnetfeld routinemäßig zu messen, stützen wir uns auf dreidimensionale Modellierungstechniken, die das Oberflächenmagnetfeld als Input verwenden. Basierend auf der Modellierung wollten wir klären, ob die Charakteristika der zeitlichen Entwicklung der magnetischen Helizität auf bevorstehende Flare-Aktivität hinweisen (Ziel 1), wie die Helizität mit dem Typ des bevorstehenden Flares (eruptiv, also CME-assoziiert, oder nicht; Ziel 2) und andere strukturelle Eigenschaften des Host-AR und welche Zeitskalen für die Wiederauffüllung des Heizitätsbudgets relevant sind. Im Folgenden fassen wir unsere wichtigsten Ergebnisse zu den oben genannten Forschungszielen zusammen.

(1) Wir stellen fest, dass weder die Magnituden der magnetischen Helizität und Energie, noch deren Änderungsrate starke Indikatoren für die bevorstehende Flare-Aktivität oder deren CME-Assoziation sind. Stattdessen scheinen relative Größen aussagekräftiger zu sein und sich deutlicher auf den Flare-Typ zu beziehen. (2) Wir liefern verfeinerte Angaben für "kritische Werte" solcher relativen Größen, die auf eine CME-assoziierte Flare-Aktivität hinweisen. Dies ermöglicht uns den Flare-Typ für „major“ Flares (GOES-Klasse M5 oder größer) in etwa 80 % korrekt vorherzusagen. Bemerkenswert ist, dass sich die Erfolgsrate der Vorhersage auf über 90 % erhöht, wenn ein zusätzliches Maß für die Stabilität (die kritische Höhe für die Torusinstabilität) verwendet wird. (3) Die Zeitspanne die benötigt wird um pre-Flare Niveau zu erreichen hängt eindeutig von der Stärke von eruptiven Flares ab. Bei kleineren eruptiven Flares (GOES-Klassen M1 bis M4) wird die Gesamtenergie und die Helizität nur minimal und im Wesentlichen sofort wieder aufgefüllt. Es benötigt weniger als etwa sechs Stunden, um die freie Energie und die stromführende Helizität wieder aufzufüllen. Im Gegensatz dazu bleiben nach major Flares die Budgets für freie Energie und stromführende Helizität für mindestens 12 Stunden verringert. Zusammen mit den flare-bedingten Reduktionen von ~20% bzw. ~30% stellt dies eine starke Konditionierung des koronalen Flare-Potentials dar.