Magnetische Helizität zwischen Sonne und Erde

Die Beobachtung, das Verständnis, und die verlässliche Vorhersage der physikalischen Bedingungen im erdnahen Weltraum (unser Weltraumwetter) werden im Hinblick auf die Abhängigkeit von Satelliten-basierte Dienstleistungen, immer essenzieller. Sonneneruptionen (coronal mass ejections; CMEs) -- Wolken magnetisierten Plasmas, von der äußeren Sonnenatmosphäre (Korona) ausgestoßen -- formen unser Weltraumwetter nachhaltig. Ein besseres Verständnis erfordert die kombinierte Analyse der induzierten Strömungen im erdnahen Weltraum, deren Ausbreitung im interplanetaren Raum zwischen Sonne und Erde, sowie deren solare Ursprungsregion. Eine einzige physikalische Größe stellt eine wohldefinierte physikalische Verbindung dar: die magnetische Helizität. Ihre Magnitude ist ein Maß der Komplexität und ihr Vorzeichen eindeutig mit dem geometrischen Sinn einer Magnetfeldstruktur verknüpft. Sie ist eine Erhaltungsgröße und erlaubt daher die Komplexität magnetischer Strukturen auf konsistente Weise in unterschiedlichen Raumregionen zu verfolgen: in der solaren Ursprungsregion (in Form des photosphärischen Helizitätsflusses), in der darüber liegenden Sonnenatmosphäre (in Form der instantanen koronalen Helizität), und im interplanetaren Raum (in Form der Helizität des interplanetaren CMEs). Die Berechnung der Helizität bedarf Kenntnis des Magnetfeldvektors. Laufende direkte Messungen des Magnetfeldes in der Oberfläche der Sonne (Photosphäre) durch das Solar Dynamics Observatory stellen diesbezüglich eine einzigartige Datenquelle dar. Das koronale Magnetfeld kann mithilfe von nichtlinear-kraftfreien Modellen abgeschätzt werden, die die photosphärischen Daten als Input benötigen. Der Magnetfeldvektor im erdnahen Weltraum ist in Form von Zeitserien lokalisierter in-situ Messungen von Satelliten verfügbar (z.B. Advanced Composition Explorer und WIND, und seit Kurzem näher an der Sonne operierend, Parker Solar Probe und Solar Orbiter). Die Simulation der interplanetaren Ausbreitung der CMEs liefert die Vorhersage der Ankunftszeiten an unterschiedlichen Orten im Sonnensystem, erlaubt also die eindeutige Assoziierung von CMEs und entsprechenden erdnahen in-situ Signaturen, sogenannten magnetischen Wolken ("magnetic clouds"; MCs), deren Helizität von den in-situ Daten abgeleitet werden kann. Dieses Forschungsprojekt hat zum Ziel ein verständlicheres Bild der physikalischen Eigenschaften von Sonneneruptionen im interplanetaren Raum zu liefern. Dies wird durch die systematische Berechnung und den Vergleich von Helizität-assoziierten Größen erreicht werden: den Helizitätsfluss in der solaren Ursprungsregion, die instantane Helizität der darüberliegenden Korona, und die Helizität des CMEs (nahe der Sonne und die der assoziierten MC im erdnahen Raum). Die nie dagewesenen in-situ Daten von Parker Solar Probe und Solar Orbiter werden diesbezüglich unsere Kenntnis speziell der Eigenschaften von CMEs in Sonnennähe erweitern.