On the properties of solar coronal holes, their magnetic structure, and how their location on the Sun affects the solar wind velocities near Earth

Koronale Löcher bezeichnen Regionen in der Sonnenkorona mit geringer Emission. Des Weiteren sind diese die Quellregionen der schnellen Sonnenwindströme, welche unser Sonnensystem durchziehen und geomagnetische Stürme verursachen wann immer sie auf die Erde treffen. In dieser Arbeit untersuchen wir die Eigenschaften von koronalen Löchern, ihre magnetische Struktur, und wie sich ihre Position auf der Sonne auf dieGeschwindigkeiten der Sonnenwindströme nahe der Erde uswirken. Zu diesem Zweck analysierten wir statistisch Satellitendaten von SDO/AIA, STEREO A+B/EUVI, ACE/SWEPAM und STEREO A+B/PLASTIC. Wir zeigen, dass das Magnetfeld von koronalen Löchern von einer großen Zahl vonmagnetischen Elementen in der Photosphäre stammt, welche jedoch nur 4.5% derFläche bedecken. Magnetische Elemente mit Lebenszeiten 40h dieselbe Polarität, was zu einem Ungleichgewicht im Gesamtfluss und damit zu einer zum interplanetaren Raumhin offenen Magnetfeldtopologie führt. Die Gesamtfläche dieser Elemente legt dabei die magnetischen Eigenschaften der koronalen Löcher fest, insbesondere deren mittlere Magnetfeldstärke, sowie den prozentualen und absoluten magnetischen Fluss welcher zum interplanetaren Raum hin offen ist (cc=0.98). Weiters zeigen wir, dass die Sonnenwindgeschwindigkeiten nahe der Erde von der Fläche und der Position der koronalen Löcher auf der Sonne abhängen (cc=0.70). Dies interpretieren wir als einen Effekt der drei-dimensionalen Ausbreitung der Sonnenwindströme im interplanetaren Raum. Wenn sich das koronale Loch nahe derEkliptik befindet, so befindet sich die Erde in Zentrum des Stromes mit höchsten lokalen Geschwindigkeiten. Wenn sich dagegen das koronale Loch in höheren Breiten befindet, so befindet sich die Erde in der Flanke des Stroms, in welcher niedrigere Geschwindigkeiten vorherrschen.Coronal holes are the lowest-density regions in the solar corona, and the solar source regions of high-speed solar wind streams which transcend our solar system. Whenever these solar wind streams hit the Earth, they cause geomagnetic storms. In this thesis, we investigate statistically the properties of coronal holes, their innermagnetic structure, and how their position on the Sun affects the solar wind speeds at Earth. For this purpose, we use extreme ultraviolet filtergrams taken by SDO/AIA and STEREO A+B/EUVI, magnetograms from SDO/HMI, and in-situ solar wind measurements from ACE/SWEPAM and STEREO A+B/PLASTIC. We find that the magnetic field of coronal holes stems from a large number of photospheric magnetic elements which cover in total only about 4.5% of the area of the coronal holes. Magnetic elements with lifetimes 40 h have almost all the same polarity, and are thus the source of the unbalanced magnetic flux of coronal holes. The area they cover determines the magneticproperties of coronal holes, i.e, the mean magnetic field strength, the total unbalanced magnetic flux, and the percentage of the total unsigned flux which is unbalanced (cc=0.98). Further, we show that both the area of coronal holes and the latitudinal separation angle between the center of mass of the coronal holes on the Sun and the satellite taking the in-situ measurements determines the solar wind speeds measured (cc=0.70), and interpret this as an effect of the three-dimensional propagation of high-speed streams in the heliosphere. When the coronal hole is facing the satellite, we take the measurements in the center of the associated high-speed stream resulting in high local velocities, whereas when the coronal hole is located at high latitudes, we only measure the speeds in the flank of the high-speed stream having lower local velocities.Arbeit an der Bibliothek noch nicht eingelangt - Daten nicht geprüftAbweichender Titel laut Übersetzung des Verfassers/der VerfasserinKarl-Franzens-Universität Graz, Dissertation, 2019(VLID)445010