Modelierung magnetischer Helizität in solaren Flares

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?

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 70% 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 im Energie- und Helizitätsreservoir zu erreichen hängt von der Stärke von eruptiven Flares ab. Bei kleineren eruptiven Flares (GOES-Klassen M1 bis M4) wird die Gesamtenergie und die Helizität nur minimal reduzuiert und im Wesentlichen sofort wieder aufgefüllt. Im Gegensatz dazu bleiben nach X-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.