Über den Aufbau solarer koronaler Löcher und die Eigenschaften des jungen Sonnenwindes.

• Antragsteller: Stefan Hofmeister, Ph.D.
• Fachliche Zuordnung: Astrophysik und Astronomie
• Förderung: Förderung seit 2020
• Projektkennung: Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) - Projektnummer 448336908

Weiterer ForschungskontextSolare koronale Löcher sind die Ursprungsregionen der schnellen Sonnenwindströme (HSS), welche den interplanetaren Raum durchziehen. Treffen diese auf die Erde, so verursachen sie geomagnetische Stürme, die zu Polarlicht führen, aber auch eine Bedrohung für Satelliten darstellen. Daher ist ihre Vorhersage von großem Interesse. Gegenwärtig hindern uns mehrere Probleme daran, die Größe der koronalen Löcher auf der Sonne mittels extrem-ultravioletten Aufnahmen bzw. mittels Magnetfeldextrapolationen zuverlässig zu bestimmen. Daher müssen wir nach neuen, ausgefeilteren Methoden suchen und folglich unser Verständnis der Physik koronaler Löcher und ihrer Feinstruktur vertiefen. Zudem fehlen für die Modellierung der Hauptbeschleunigungsphase von HSS aktuell detaillierte in-situ Messungen am Ende der Beschleunigungsphase, die jedoch mit der neuen Parker Solar Probe verfügbar werden.ForschungsfragenDies führt uns zu folgenden Forschungsfragen:1. Wie unterscheiden sich koronale Löcher von der umgebenden ruhigen Sonne in den verschiedenen atmosphärischen Schichten von der Photosphäre bis zur Korona, und wie können diese Informationen verwendet werden, um eine strengere und physikbasierte Definition der Grenzen von koronalen Löchern festzulegen?2. Wie können die terminalen Eigenschaften des Sonnenwindplasmas, welcher aus kleinskaligen magnetic Flux Tubes in koronalen Löchern ausströmt, über die Eigenschafte ihrer Fußpunkte abgeschätzt werden?3. Wie hängen die mittleren Plasmaeigenschaften von HSS am Ende des Beschleunigungsbereichs mit den Eigenschaften der koronalen Löcher zusammen?MethodenWir werden ein vollständiges koronales Loch, einschließlich seiner Feinstruktur, von der Photosphäre zur unteren Korona rekonstruieren, indem wir einzigartige bodengestützte infrarot-spektropolarimetrische Messungen von der Photosphäre zur oberen Chromosphäre und satellitengestützte spektroskopische Messungen für die Transition Region und die untere Korona verwenden. Diese Messungen werden durch die neuesten in-situ Messungen von Parker Solar Probe ergänzt, der die Plasmaeigenschaften des Sonnenwindes in-situ am Ende des Hauptbeschleunigungsbereichs von HSS bei 10 bis 20 Sonnenradien misst.InnovationWir werden zum ersten Mal spektroskopische Messungen eines koronalen Lochs mit den Eigenschaften des schnellen Sonnenwindes am Ende der Hauptbeschleunigungsphase in Beziehung setzen, um deren Beziehung zu bestimmen.

• DFG-Verfahren: Sachbeihilfen