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Mission Possible  
Eine Ausstellung zum 50. Geburtstag des Instituts für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften  
Sommerschule Alpbach 2021  
Die Sommerschule Alpbach ist eine Ideenfabrik und Kaderschmiede für die europäische Raumfahrt. Alljährlich ermöglicht sie 60 jungen WissenschafterInen und IngenieurInnen vertiefende Studien zu jeweils verschiedenen Themen der Weltraumforschung.  
Sommerschule Alpbach 2021  
13.-22. Juli 2021
Die Sommerschule Alpbach ist eine Ideenfabrik und Kaderschmiede für die europäische Raumfahrt. Alljährlich ermöglicht sie 60 jungen WissenschafterInen und IngenieurInnen vertiefende Studien zu jeweils verschiedenen Themen der Weltraumforschung.
Andreas Jeffrey Weiss  
Andreas Jeffrey Weiss, MSc PhD Student T +43 (316) 4120 - 603 Andreas.Weiss(at)oeaw.ac.at Room 2.a.2 Research Interests Coronal Mass Ejections Space Weather Cosmology Career Summary 2013-2018   BSc. & MSc., ETH Zürich, Switzerland since 2019    PhD, Space Research Institute of the Austrian Academiy of Sciences, Austria On the Web GitHub    
Das Team  
Leitung Team Maike Bauer, BSc MSc Student T +43 (316) 4120 - 663 Maike.Bauer(at)oeaw.ac.at Room 2.a.2  
Jorge Lucio Tonfat Seclen  
Dr. Jorge Lucio Tonfat Seclen Engineer T +43 (316) 4120 - 548 Jorge.Tonfat(at)oeaw.ac.at Room E.c.5  
Leitung Team  
Michael Steinberger  
Dipl.-Ing. Michael Steinberger Engineer T +43 (316) 4120 - 545 Michael.Steinberger(at)oeaw.ac.at Room E.c.6  
Martin August Reiss  
Dr. Martin August Reiss Scientist T +43 (316) 4120 - 637 Martin.Reiss(at)oeaw.ac.at Room 2.b.10 Curriculum Vitae Research Interests I am a postdoctoral researcher at the Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences in Graz, Austria. My research focuses on ambient solar wind modeling and space weather forecasting. I am currently studying interdisciplinary data science methods in combination with multi-spacecraft observations to advance the capabilities of coronal and solar wind models. Experience since 2020    Postdoctoral Researcher, Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences, Graz 2018-2020   Schrödinger Fellowship, NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA Education 2014 - 2017   Ph.D. in Natural Sciences (with distinction), University of Graz, Austria 2012 - 2014   M.Sc. in Theoretical and Computational Physics (with distinction), University of Graz, Austria Community Service since 2019   Team lead of the Coronal Hole Boundary Working Team in the COSPAR ISWAT initiative since 2019   Team lead of the Ambient Solar Wind Validation Team in the COSPAR ISWAT initiative since 2019   Co-Moderator of the COSPAR ISWAT cluster Ambient Solar Magnetic Field, Heating and Spectral Irradiance since 2016   Reviewer for the journals: AGU Space Weather, Journal of Space Weather and Space Climate, and PLOS One On the Web NASA/ADS ORCID Google Scholar Researchgate YouTube  
Karl Hofmann  
Dipl.-Ing. Karl Hofmann Engineer T +43 (316) 4120 - 547 Karl.Hofmann(at)oeaw.ac.at Room E.c.5-1 Research Group On-Board Computer  
Christian Hagen  
Dipl.-Ing. Christian Hagen Engineer T +43 (316) 4120 - 559 Christian.Hagen(at)oeaw.ac.at Room E.d.9  
Leitung Team  
Bruno Besser  
Dr. Bruno Besser Scientist T +43 (316) 4120 - 571 Bruno.Besser(at)oeaw.ac.at Room 1.c.8  
Martin Alejandro Agu  
Dipl.-Ing. Martin Alejandro Agu Engineer T +43 (316) 4120 - 570 Martin.Agu(at)oeaw.ac.at Room E.d.7  
Thurid Mannel  
Dr. Thurid Mannel Scientist T +43 (316) 4120 - 654 Thurid.Mannel(at)oeaw.ac.at Room U.c.4 Educational Background Since 2017: PI of the MIDAS atomic force microscope on-board the comet orbiter Rosetta. 2014 – 2018: Ph.D. in physics, University of Graz and Space Research Institute: ‘Scientific data analysis for the MIDAS atomic force microscope on board Rosetta’.  Supervisor: Univ.-Doz. N. Kömle, co-examiner: Prof. J. Blum. 2011 – 2013: M.Sc. in physics, Technical University of Munich, thesis: ‘Low-level radioactivity techniques for the neutrino-oscillation experiment Double Chooz’, supervisor: Prof. L. Oberauer 2008 – 2011: B.Sc. in physics, Technical University of Munich, thesis: ‘Influence of fast afterpulses on the detection efficiency of proton decay in LENA’, supervisor: Prof. L. Oberauer Research Interests My main research area is the analysis of cometary dust, in particular with respect to the morphology at the micro- to nanometre scale. My results contribute to the understanding of comets and dust growth in the early Solar System. As Co-Investigator of the MIDAS instrument on board Rosetta I also have experience in atomic force microscopy and spaceborne data acquisition. Publications Selected list: Dust of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko collected by Rosetta/MIDAS: classification and extension to the nanometre scale T. Mannel, M.S. Bentley, P.D. Boakes, H. Jeszenszky, P. Ehrenfreund, C. Engrand, C. Koeberl, A.C. Levasseur-Regourd, J. Romstedt, R. Schmied, K. Torkar, I. Weber. (2019), A&A DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834851 Synthesis of the morphological description of cometary dust at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko C. Güttler, T. Mannel, A. Rotundi, S. Merouane, M. Fulle, D. Bockelée-Morvan, J. Lasue, et al. (2019), A&A DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834751 Cometary dust A. Levasseur-Regourd, J. Agarwal, H. Cottin, C. Engrand, G. Flynn, M. Fulle, T. Gombosi, Y. Langevin, J. Lasue, T. Mannel, S. Merouane, O. Poch, N. Thomas, and A. Westphal. (2018), Space Science Reviews.  doi: 10.1007/s11214-018-0496-3. The footprint of cometary dust analogues - I. Laboratory experiments of low-velocity impacts and comparison with Rosetta data L. E. Ellerbroek, B. Gundlach, A. Landeck, C. Dominik, J. Blum, S. Merouane, M. Hilchenbach, M. S. Bentley, T. Mannel, H. John, and H. A. van Veen. (2017), MNRAS. 10.1093/mnras/stx1257 Fractal cometary dust – a window into the early Solar system T. Mannel, M. S. Bentley, R. Schmied et al. (2016), MNRAS doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stw2898 Aggregate dust particles at comet 67P/Churyumov–Gerasimenko M.S. Bentley, R. Schmied, T. Mannel et al. (2016), Nature doi: 10.1038/nature19091 MIDAS: Lessons learned from the first spaceborne atomic force microscope M.S. Bentley, H. Arends, B. Butler, et al. (2016), Acta Astronautica doi: doi.org/10.1016/j.actaastro.2016.01.012 Project FWF: P 28100-N36  
Planetare Atmosphären  
Leitung Team Dr. Ute Amerstorfer Scientist T +43 (316) 4120 - 629 Ute.Amerstorfer(at)oeaw.ac.at Room 1.c.6  
Minjae Kim  
Dr. Minjae Kim Scientist T +43 (316) 4120 - 654 Minjae.Kim(at)oeaw.ac.at Room U.c.3  
Magda Delva  
Dr. Magda Delva Scientist T +43 (316) 4120 - 553 Magda.Delva(at)oeaw.ac.at Room 1.c.5  
Christian Moestl  
Dr. Christian Möstl Scientist T +43 (316) 4120 - 519 Christian.Moestl(at)oeaw.ac.at Room 2.b.10 Curriculum Vitae Publications Twitter Research Interests Solar coronal mass ejections (Exo-)planetary space weather Planetary magnetospheres Real-time space weather prediction Interplanetary CubeSats Career Summary 2009              Ph.D. Physics, University of Graz, Austria 2010              PostDoc, Institut für Weltraumforschung, ÖAW, Austria 2011              PostDoc, University of Graz, Austria 2011-2012   Marie Curie fellow, University of California, Berkeley, CA, USA 2012-2013   Marie Curie fellow, University of Graz, Austria 2014-2017   Working package leader (EU HELCATS), University of Graz, Austria since 2014    Research Associate, Institut für Weltraumforschung, ÖAW, Austria since 2014    Research project PI, Institut für Weltraumforschung, ÖAW, Austria Publications Refereed Articles: 78 (First Author: 15) Citations in SCI: 2555 (Hirsch Index: 30) Selected List: Prediction of the In Situ Coronal Mass Ejection Rate for Solar Cycle 25: Implications for Parker Solar Probe In Situ Observations Möstl, C., A.J. Weiss, et al. (2020), Astrophys. J. Forward Modeling of Coronal Mass Ejection Flux Ropes in the Inner Heliosphere with 3DCORE Möstl, C., T. Amerstorfer, et al. (2018), Space Weather Strong coronal channelling and interplanetary evolution of a solar storm up to Earth and Mars Möstl, C., T. Rollett, et al. (2015), Nat. Comm. Observations of an extreme storm in interplanetary space caused by successive coronal mass ejections Liu, Y.D. et al. (2014), Nat. Comm. Modeling observations of solar coronal mass ejections with heliospheric imagers verified with the Heliophysics System Observatory Möstl, C. et al. (2017) Space Weather ElEvoHI: A Novel CME prediction tool for heliospheric imaging combining an elliptical front with drag-based model fitting Rollett, T., C. Möstl, et al. (2016), Astrophys. J. Multi-point shock and flux rope analysis of multiple interplanetary coronal mass ejections around 2010 August 1 in the inner heliosphere Möstl, C. et al. (2012), Astrophys. J. Recognition 2016   Arne Richter Award for Outstanding Young Scientists, European Geophysical Union 2011   Josef Krainer Award for young researchers, Austria 2008   Award of the governor of Styria for young researchers, Austria 2008   Young Scientist Outstanding Poster Presentation Award, European Geophysical Union Projects EU: Marie Curie EU: HELCATS FWF: P 26174-N27 FWF: P 31521-N27 FWF: P 31659-N27 On the Web ADS Figshare GitHub Google Scholar ORCID Twitter Youtube  
Auf Grund der Neuentwicklung einer hochintegrierten elektronischen Schaltung (Chip) zur Magnetfeldmessung nach dem Fluxgate-Prinzip wurde das Magnetometerlabor des IWF eingeladen, basierend auf dem Chip eine miniaturisierte Sensorelektronik für das Digital FluxGate (DFG) Magnetometer der NASA-Mission MMS zu entwickeln. DFG ist Teil des Instrumentenpakets FIELDS, das von der University of New Hampshire angeführt wird. Der Sensor für das Magnetometer wurde von der University of California, Los Angeles geliefert. Der Chip wurde gemeinsam mit den Fraunhofer Institut für Integrierte Schaltungen entworfen. Der Bau erfolgte bei ams AG unweit von Graz. Die feinsten Strukturen des Chips, der mehr als 50.000 Transistoren enthält, sind nur 0,00035 mm groß. Im Vergleich zu früheren Magnetometern ist es durch die Verwendung dieser hochintegrierten Elektronik gelungen, den Stromverbrauch der Ausleseelektronik um den Faktor zehn zu verringern und die Größe der Elektronik um den Faktor vier zu verkleinern.  
MMS/ASPOC Data Analysis  
Missions MMS Projekte FFG-847969 MMS ASPOC The Active Spacecraft Potential Control (ASPOC) aboard Magnetospheric Multiscale (MMS) generates beams of indium ions at energies of order 4-12 keV and variable currents of up to 70 μA in order to limit positive spacecraft potentials within several volts and, e.g., thereby improve the measurements obtained by the instruments FPI, HPCA, ADP, and SDP (Torkar et al., 2014). There are two ASPOC per MMS spacecraft, each unit contains four ion emitters and one emitter per instrument is operated at a time. PLASMA DENSITY DERIVATION By determining statistically the photoelectron curve for different science phases, using, plasma current, spacecraft potential, and ASPOC current, plasma density estimation is performed assuming ASPOC current to be a bias current of the spacecraft potential using the method by Andriopoulou et al. (2015). The code (derivation algorithm) is IDL based and requires spedas to be installed. The usage is given in (ASPOC Iphoto). The users can run the code to derive the photo electron curve themselves.  For Phase 1 and 2 the derived input parameters for photo electron curves are given in (ASPOC Iphoto curves). The photo electron curves are then used to calculate the density. For shorter burst mode intervals a local photo curve might improve the density estimation. The photocurve local script can then be used (when ASPOC is off). SOLAR WIND DENSITY PRODUCT The solar wind is a weakly compressible turbulent plasma. Although the compressible  fluctuations (i.e. density, magnetic field magnitude) are small with respect to the transverse fluctuations they represent a non-negligible fraction of the fluctuation powers, and become increasingly important at sub ion scales. By using the spacecraft potential to estimate the density in the solar wind much higher time resolutions are possible when compared to the direct measurement. This allows much smaller scales to be investigated than are typically possible with particle detectors. Our solar wind density product uses the plasma density derivation library (see above) to calibrate to density and also removes spin tones in the data. The data archive contains both fast survey mode data sampled at 32Hz and burst mode data sampled at 8kHz. The data can be accessed here. A quick reference guide is also available and the data is described in detail in the paper: Roberts et al., JGR (2020). In the archive, two data formats are available: an IDL .sav format which can be opened with the IDL restore command and an ASCII format. AC ELECTRIC FIELD CORRECTION Strong electric fields have been shown to have an effect on the spacecraft potential causing a larger current from the spacecraft. In effect accelerating more photoelectrons from the surface that ordinarily would not have escaped the potential well of the spacecraft. In these circumstances the electric field effects can have a stronger effect on the spacecraft potential than the density meaning that it can be misleading to use the density estimation. A correction can be performed on the data as discussed in Roberts et al. (2020), so that the density estimation can still be used. An IDL script detailing the method and examples are given here. This routine requires spedas to be installed. MMS/ASPOC LINKS Instrument side: ASPOC/MMS@IWF MMS side at IWF: MMS@IWF MMS science data center: MMS@SDC  
IWF läutet Jubiläumsjahr ein  
Das Grazer Weltrauminstitut wird 50  
Satelliten sind immer von geladenen Teilchen, Ionen und Elektronen, umgeben, die ein sogenanntes Plasma bilden. In einem solchen Plasma laden sich Satelliten vor allem durch die Aufsammlung und Aussendung von Elektronen elektrisch auf. Die Aussendung der Elektronen erfolgt dabei durch den photoelektrischen Effekt, bei dem Elektronen durch ultraviolette Sonnenstrahlung von den Satellitenoberflächen losgelöst werden. Der Umgebungselektronen-Strom zum Satelliten hin, der Photoelektronen-Strom von Satelliten weg, sowie eine Reihe weiterer, unbedeutenderer elektrischer Ströme bestimmt letztendlich das elektrische Potenzial des Satelliten. Das Satellitenpotenzial kann eine nützliche Größe für wissenschaftliche Analysen sein. Unter gewissen Voraussetzungen kann man aus dem Potenzial die Schwankungen der Plasmadichte mit viel höherer zeitlicher Auflösung bestimmen, als dies mit Partikeldetektoren möglich wäre. Dadurch wird die Messung hochfrequenter Dichteschwankungen möglich, die für die Untersuchung turbulenter Fluktuationen im Sonnenwind nützlich sind. Andererseits kann ein hohes Satellitenpotenzial auch unerwünschte Auswirkungen haben. Es können dabei elektrische Entladungen auftreten, die ein Risiko für die Instrumentierung darstellen. Außerdem werden Ionen gleicher Ladung vom Satelliten abgestoßen, so dass sie von Partikeldetektoren nicht mehr beobachtet werden können. Um diesen Auswirkungen entgegenzuwirken, kann das Potenzial durch das Active Spacecraft Potential Control Instrument (ASPOC) aktiv gesteuert werden. Dieses Instrument kann einen Strom positiver Indiumionen vom Satelliten in den Weltraum schießen, wodurch das Satellitenpotenzial verringert wird. Dabei wird die unmittelbare Plasmaumgebung des Satelliten ebenfalls beeinflusst. ASPOC wurde am IWF entwickelt und ist auf den Satelliten der Missionen Double Star, Cluster und zuletzt Magnetospheric MultiScale (MMS) zum Einsatz gekommen. Wissenschaftliche Mitglieder der IWF-Forschungsgruppe "Weltraumplasmaphysik" befassen sich mit der Analyse von Satellitenpotenzialdaten, um daraus genauere Schätzungen der Plasmadichte zu erhalten und um besser zu verstehen, wie sich das Potenzial selbst und die Funktion des ASPOC-Instruments auf die unmittelbare Plasmaumgebung eines Satelliten auswirken.  
Das Grazer Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften forscht zu Weltraumplasmen, planetaren Atmosphären und Exoplaneten.  
Josef Aschbacher ist neuer ESA-Chef  
Das Grazer Weltrauminstitut gratuliert dem Österreicher  
CUTE (Colorado Ultraviolet Transit Experiment) ist eine CubeSat-Mission der NASA zur Erforschung extrasolarer Planeten und ihrer Atmosphäre. Der Start ist für September 2021 geplant. Das Hauptziel von CUTE ist die Erforschung der oberen Atmosphäre von heißen Planeten mit kurzer Umlaufzeit mithilfe der Ultraviolett-Spektroskopie. Zielobjekte werden demnach während eines Planetentransits beobachtet, wenn also der Planet von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht. Während eines Transits gelingt es einem Teil des Sternlichts die Planetenatmosphäre zu durchdringen und eine charakteristische Signatur im Sternspektrum zu hinterlassen. Diese mit CUTE erfassten Spektra werden zur näheren Beobachtung der Planetenatmosphäre herangezogen, um den Masseverlust der Planeten besser zu verstehen. CUTE ist ein 6U-CubeSat, der unter der Leitung der University of Colorado in Boulder gebaut wird. Der Satellit hat die Maße 30x20x10 cm, was ungefähr der Größe einer Schuhschachtel entspricht. Aufgrund der rechteckigen Form der Nutzlast und um eine möglichst große Spiegeloberfläche zu erreichen, wird das Teleskop einen rechteckigen Spiegel der Größe 20x8 cm verwenden. Diese Lösung ist dreimal effizienter als ein runder Spiegel, der im Satelliten Platz hätte. Die nominelle Missionsdauer beträgt sieben Monate, in denen der Satellit etwa 20 Zielplaneten beobachtet, um die chemische Zusammensetzung und die physikalischen Eigenschaften ihrer oberen Atmosphäre zu erforschen. Das IWF stellt die Analyse des optischen Systems bereit und liefert den Datensimulator und die Datenreduktions-Pipeline. Mehr Informationen zu CUTE findet man an der University of Colorado.  
Leitung: Rumi Nakamura  
Leitung: Werner Magnes  
Zentraler Bordcomputer  
Der zentrale Bordcomputer BEE (Back End Electronics) besteht aus Redundanzgründen aus zwei identischen Einheiten, die aus je einer Spannungsversorgungseinheit (PSU - Power Supply Unit) und einer Datenverabeitungseinheit (DPU - Data Processing Unit) aufgebaut sind. Die Spannungsversorgungseinheit, die von RUAG Space entwickelt und gebaut wurde, versorgt alle Einheiten des Instruments mit den unterschiedlichen elektrischen Spannungen. Speziell für die Kameraeinheit mussten hohe Genauigkeitskriterien erfüllt werden, um die Qualität des Instruments zu gewährleisten. Die Datenverarbeitungseinheit wurde am IWF entwickelt und gefertigt. Dabei kam es vor allem darauf an, die notwendige Rechenleistung und Speicherkapazität zu Verfügung zu stellen, um die aufgenommenen Sternbilder wissenschaftlich auswerten zu können. Zusätzlich misst die DPU kontinuierlich die wichtigsten Parameter des zentralen Bordcomputers und führt mithilfe der Software des Bordcomputers die thermische Kontrolle des Teleskops durch.  
CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanets Satellite) ist die erste Weltraummission, deren Ziel es ist, Exoplaneten im Detail zu charakterisieren. Dabei wird man sich in erster Linie auf kleinere Planeten mit 1-6 Erdradien konzentrieren und auch versuchen, die Bestandteile ihrer Atmosphären zu bestimmen. Der Start erfolgte - mit einem Tag Verspätung - am 18. Dezember 2019. Der Kleinsatellit wurde unter der Leitung von Willy Benz, Universität Bern, und der ESA von einem internationalen Konsortium entwickelt und gebaut. CHEOPS wiegt rund 200 kg und trägt ein Teleskop von 30 cm Durchmesser. Nach dem Start soll der Kleinsatellit aus 700 km Höhe dreieinhalb bis fünf Jahre lang etwa 500 helle Sterne beobachten und ihre Planeten charakterisieren. Mithilfe der Transitmethode wird das Teleskop von CHEOPS den Durchmesser eines Planeten, bzw. seines Schattens auf dem Stern, bestimmen. Wandert zum Beispiel die Erde vor die Sonne, nimmt deren Helligkeit wegen des Schattens unseres Planeten nur um ein Zehntausendstel ab. CHEOPS wird sogar eine noch fünfmal geringere Veränderung der Helligkeit eines Sterns messen können. Aus der Abnahme der Helligkeit lässt sich der Durchmesser des Planeten ableiten. Mit einer weiteren Methode – Radialgeschwindigkeitsmethode genannt – kann die Masse von Planeten bestimmt werden. Beide Methoden lassen sich gemeinsam an ausgewählten Exoplaneten einsetzen, um deren Dichte und somit auch weitere Eigenschaften zu bestimmen – etwa, ob der Planet aus Stein, Eis oder Gas besteht und wie seine Atmosphäre beschaffen ist. Das IWF zeichnet für einen der beiden Bordrechner des Kleinsatelliten verantwortlich, der den gesamten Datenverkehr abwickeln und zusätzlich die thermische Kontrolle des Teleskops übernehmen soll. Außerdem ist das IWF an der Software-Entwicklung beteiligt und im CHEOPS Board und Science Team vertreten. Mehr Informationen zu CHEOPS findet man an der Universität Bern und bei der ESA.  
Ein internationales Team unter der Führung des IWF wurde von der ESA ausgewählt, eine Planetary Ion Camera (PICAM) für die Nutzlast des Mercury Planetary Orbiters (MPO) bereitzustellen. PICAM ist ein Massenspektrometer für Ionen, das wie eine All-Sky-Kamera für geladene Teilchen arbeitet und dazu dient, die Kette von Prozessen zu studieren, in denen Neutralteilchen aus dem Boden des Merkur herausgeschlagen, ionisiert und schließlich in die Umgebung des Merkur befördert werden. PICAM wird die Massenzusammensetzung und Energie- beziehungsweise räumliche Verteilungen von niederenergetischen Ionen bis zu 3000 eV messen. Diese Beobachtungen werden in einzigartiger Weise erlauben, die niederenergetischen Teilchenemissionen von der Merkuroberfläche, ihre Quellgebiete und die Auswurfmechanismen zu studieren sowie den Sonnenwind zu verfolgen, der ebenfalls auf die Oberfläche treffen und maßgebliche Ejektionsprozesse in Gang setzen kann. All das wird einem besseren Verständnis von der Bildung der dünnen Atmosphäre des Merkur und seines Magnetosphärenplasmas dienen. PICAM verbindet hohe räumliche Auflösung und eine volle Datenerfassung in einem 2 π Gesichtsfeld mit einem Massenbereich, der sich bis ~132 u (Xenon) erstreckt und einer Massenauflösung, die besser als ~50 ist. PICAM ist Teil des aus vier Sensoren für Neutralteilchen und Ionen bestehenden Instrumentenpakets SERENA (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances). PICAM selbst besteht aus einem Sensor mit der Ionenoptik und dem Ionendetektor sowie aus einer angebauten Elektronikeinheit mit eigener Stromversorgung für Nieder- und Hochspannungen, Elektronik zur Koordinaten- und Laufzeitmessung und der Steuereinheit. Die Messdaten werden an die gemeinsame System Control Unit von SERENA weitergeleitet.  
BepiColombo hat zwei Magnetfeldmessgeräte an Bord. Das Magnetometer auf dem japanischen Orbiter (MMO-MGF) wurde unter der Federführung des IWF in Kooperation mit dem japanischen Weltraumforschungsinstitut (ISAS/JAXA) und der TU Braunschweig entwickelt und gebaut, wobei MGF-O (outboard) von den europäischen Instituten und MGF-I (inboard) von Japan beigesteuert wurde. Bei dem Magnetometer auf dem europäischen Orbiter (MPO-MAG, s. Abbildung) hat das IWF das technische Management übernommen und die Hard- und Software der Datenverarbeitungseinheit entwickelt. Die Leitung von MPO-MAG liegt bei der TU Braunschweig. MMO-MGF und MPO-MAG sind digitale Fluxgate-Magnetometer mit einem dynamischen Messbereich von etwa ±2000 nT und einer maximalen Vektorrate von 128 Hz. Die wichtigsten wissenschaftlichen Zielsetzungen der Magnetfeldmessungen auf dem Magnetosphärischen Orbiter (MMO) sind die Erforschung der Struktur und Dynamik der Magnetosphäre sowie die Prozesse, die die Wechselwirkung zwischen Magnetosphäre und Sonnenwind auf der einen Seite und der Magnetosphäre und dem Planeten selbst auf der anderen Seite bestimmen. Man wird sich auf jene Effekte konzentrieren, die sich deutlich von der wesentlich besser bekannten Erdmagnetosphäre unterscheiden: (1) das relativ schwache Eigenfeld des Merkur und dessen Wechselwirkung mit dem jungen, starken Sonnenwind, (2) die vergleichbar kleine Ausdehnung der Merkur-Magnetosphäre und die möglicherweise größere Bedeutung von plasma-kinetischen Effekten und (3) das Fehlen einer Ionosphäre. Es wird erwartet, dass diese Effekte einen großen Einfluss auf (1) die Rekonnexion der Magnetfeldlinien auf der Tagseite und im Schweif der Magnetosphäre, (2) die Struktur und Dynamik der entlang der Magnetfeldlinien ausgerichteten Stromsysteme und (3) die niederfrequenteren Plasmawellen haben. Die wichtigste wissenschaftliche Zielsetzung der Magnetfeldmessungen auf dem Planetaren Orbiter (MPO) ist die detaillierte Erforschung des Eigenfeldes und damit verbunden die Bestätigung von Modellen, die das Innere des Merkur beschreiben. Alle erwähnten wissenschaftlichen Zielsetzungen benötigen eine intensive Koordination der Magnetfeldmessungen auf den beiden Satelliten.  
Agentur: ESA/JAXA

Ziel: Merkur

Start: 2018
Leitung: Luca Fossati  
Das 3-Sensoren-Magnetometer J-MAG an Bord der Raumsonde JUICE wird das Magnetfeld von Jupiter, seine Interaktion mit dem inneren Magnetfeld von Ganymed und die unterirdischen Ozeane der Eismonde erforschen. J-MAG wird von einem internationalen Konsortium unter der Leitung des Imperial College London entwickelt und gebaut. Das Messgerät besteht aus zwei herkömmlichen Fluxgate-Sensoren in Kombination mit dem völlig neuartigen Quanteninterferenz-Magnetometer MAGSCA. Alle drei Sensoren sind auf einem 10,5 m langen Ausleger (Magnetometer-Boom) montiert. MAGSCA befindet sich an der äußersten Spitze des Booms und wird das Magnetfeld in einem Frequenzbereich bis 64 Hz in der direkten Umgebung das Satelliten messen. Der neue Magnetometer-Typ (CDSM), der an Bord der chinesischen CSES-Mission seine Weltraumtauglichkeit unter Beweis gestellt hat, wurde vom IWF in enger Zusammenarbeit mit dem Institut für Experimentalphysik der TU Graz entwickelt. Das Quanteninterferenz- (oder auch Skalar-) Magnetometer ist von großer Bedeutung für die Genauigkeit der Magnetfeld­messung und somit für den Gesamterfolg der JUICE-Mission. Skalarmagnetometer basieren auf dem Prinzip des optischen Pumpens und können den Betrag des Magnetfeldes mit sehr geringem absolutem Fehler messen. Die gewünschte Messgenauigkeit bei JUICE kann nur erreicht werden, wenn ein Skalarmagnetometer die traditionell eingesetzten Vektormagnetometer als Referenz ergänzt. Die Vorteile der Grazer Entwicklung gegenüber anderen absoluten Messtechnologien sind der Messbereich über mehr als sechs Dekaden und die dem Messprinzip inhärente Richtungs­unabhängigkeit der Messung, welche ein vereinfachtes rein optisches Sensordesign ohne zusätzliche Anregungsfelder, bewegte Teile oder Elektronik ermöglicht. Das Bild MAGSCA-Flugmodell von Andreas Pollinger/IWF/ÖAW ist lizenziert unter CC BY 4.0.  
Sonnenwind & Magnetosphären  
Die Sonne emittiert ständig geladene Teilchen, die das Magnetfeld der Sonnenkorona bis zum Rand unseres Sonnensystems tragen. Obwohl dieser sogenannte Sonnenwind immer vorhanden ist, ist seine Stärke doch variabel, da die Sonne periodisch mehr Teilchen in Phasen stärkerer Sonnenaktivität auswirft. Wenn der Sonnenwind mit Überschallgeschwindigkeit auf Hindernisse im Sonnensystem trifft, z.B. auf Magnetfelder oder Atmosphären geladener Teilchen um Planeten, Monde oder Kometen, so kann er dynamisch Bugstoßwellen vor den Hindernissen bilden und diese umströmen und umschließen – sie werden so zu Magnetosphären. Magnetosphären bilden und entwickeln sich an jedem Objekt des Sonnensystems unterschiedlich, da sie Hindernisse unterschiedlicher Größe und Art darstellen, beispielsweise aufgrund eines (nicht) vorhandenen intrinsischen Magnetfeldes und seiner Stärke. Das IWF-Team interessiert sich für die grundlegende Physik von Gasen geladener Teilchen (Plasmen) und für die Wechselwirkungen zwischen Sonnenwind und den entsprechenden Magnetosphären. Das sind zum Beispiel der Transport von Plasma und magnetischem Fluss im magnetosphärischen Schweif, die Wechselwirkung von Stoßwellen-reflektierten Teilchen mit dem Sonnenwind, die Wellenausbreitung und Verstärkung an magnetosphärischen Grenzschichten oder in der Magnetosphäre selbst, bzw. die Beziehungen zwischen diesen und anderen Phänomenen. Um die Wechselwirkungen zwischen dem Sonnenwind und den Magnetosphären (der Erde, anderer Planeten und Kometen) zu untersuchen, sind in-situ Beobachtungen in den Wechselwirkungsumgebungen, vor allem aber in unterschiedlichen Regionen der Magnetosphären, notwendig. Mitglieder der Gruppe Weltraumplasmaphysik sind aktiv an der Analyse von in-situ Daten verschiedener Satellitenmissionen beteiligt, z.B. Cluster, THEMIS, MMS und Rosetta. Sie bereiten ebenfalls Messungen bei Merkur (BepiColombo, 2018 gestartet) vor und werden an zukünftigen Missionen zum Mars (Tianwen-1) und zu einem Kometen oder extrasolarem Objekt (Comet Interceptor) teilnehmen. Eine neue Art der Fernerkundung der äußeren magnetosphärischen Grenzschicht der Erde und der Polarlichter wird durch die Mission SMILE in Zukunft möglich sein.  
Satellite Laser Ranging  
Leitung: Georg Kirchner  
Open-source Software  
Multi-core Markov-chain Monte Carlo (MC3) MC3 is a powerful Python Bayesian-statistics tool to perform Levenberg-Marquardt least-squares optimization and Markov-chain Monte Carlo (MCMC) posterior-distribution sampling. MC3 runs from the Shell prompt or through the Python interpreter, supports non-informative or Gaussian priors, and provides correlated-noise estimation with the Time-averaging or the Wavelet-based Likelihood methods. Find the full MC3 documentation at http://pcubillos.github.io/MCcubed. See Cubillos et al. (2016) for further details. ISM Absorption Correction This code derives the correction to the stellar activity parameters S and logR' caused by absorption from the interstellar medium. The code is available in both IDL and Python here. See Fossati et al., submitted for further details. Atmospheric Modeling and Retrieval The Bayesian Atmospheric Radiative Transfer project (BART) consists of three independent modules to compute radiative transfer, thermochemical equilibrium abundances (TEA), and a Bayesian MCMC sampler (MC3). The BART code can compute forward-modeling exoplanet emission and transmission spectra including line-by-line, cross-section, alkali, Rayleigh, and cloud opacities. BART also works in a retrieval configuration to constrain the temperature and composition of exoplanet atmospheres upon comparing the theoretical spectra with observed eclipse or transit data. BART is available at https://github.com/exosports/BART under a Reproducible Research license. See Cubillos (2016) and Blecic (2016) for further details. Line-transition Data Compression The Repack Python package (Cubillos 2017) compresses line-by-line transition opacity databases from Exomol, HITEMP, and Kurucz TiO, enabling faster radiative-transfer computations without loss of information. To do so, Repack preserves the full LBL information of only the strong lines that dominate the spectrum, and compressed the opacity from the weak lines into a continuum opacity. The compressed dataset reproduces ~99% of the original opacity, taking into considertion the temperature dependence of the opacity. BThe Repack code is available at https://github.com/pcubillos/repack.  
Planetare Atmosphärenflucht  
Die langfristige Entwicklung von Planetenatmosphären und damit die beobachtete Radiusverteilung wird maßgeblich durch atmosphärischen Verlust (oder "Verlust") beeinflusst. Dies ist ein Prozess, bei dem atmosphärisches Gas die Gravitationsquelle des Planeten verlässt und sich im Weltraum verteilt. Bei Planeten, die in der Nähe ihres Muttersterns kreisen, erwärmt die Absorption starker energiereicher Strahlung (d.h. Röntgenstrahlen, extremes ultraviolettes und ultraviolettes Licht) die obere Atmosphäre, die sich möglicherweise hydrodynamisch ausdehnt und zum Verlust führt. In extremen Fällen füllt die expandierende Atmosphäre ihren Roche-radius und ein großer Teil des atmosphärischen Gases geht im All verloren - mit katastrofalen Folgen für die Planetenatmosphäre. Der Verlust der Atmosphäre kann am besten untersucht werden, indem die Atmosphären sehr nahe beieinander liegender Planeten beobachtet werden. Aus diesem Grund sind extrasolare Planeten (Exoplaneten), die vor ihren Muttersternen vorbeiziehen, ideale Laboratorien, um dieses Phänomen zu untersuchen. Es gibt zwei Möglichkeiten, den atmosphärischen Verlust zu beobachten: ultraviolette Beobachtungen vom Atmosphären von Exoplaneten in der Nähe des Muttersterns und Untersuchung der Auswirkungen des Verlust auf die beobachteten Exoplaneten. Mitglieder der Exoplanetengruppe arbeiten aktiv an Beobachtungen und Modellen, um den Verlust einzuschränken. Daten von HST, CHEOPS, CUTE, PLATO und ARIEL sind der Schlüssel für diese Aufgabe.  
Im Kometenlabor werden die physikalischen Eigenschaften von Kometenoberflächen untersucht. Die Umweltbedingungen auf einem Kometen werden in einer Thermal-Vakuum-Kammer simuliert. Das Hauptaugenmerk liegt auf der Untersuchung von granularen, eishaltigen Oberflächen. Der zentrale Teil besteht aus einer Vakuumkammer mit einem Enddruck bis zu 10-5 mbar und einer Kühlung mit flüssigem Stickstoff. Mittels einer Bogenlampe kann auch das Sonnenlicht bis zu einer äquivalenten Entfernung von ~0,7 AU simuliert werden. Die Diagnostik besteht aus verschiedenen Sensoren zur Messung der Temperatur, Wärmeleitfähigkeit und optischen Transparenz. Im Planetenlabor werden feste Oberflächen in unserem Sonnensystem untersucht. Das Hauptaugenmerk liegt auf den physikalischen Merkmalen von Regolith, wie er auf dem Mars, dem Mond oder auch auf Asteroiden zu finden ist. Der zentrale Teil besteht aus einer Vakuumkammer mit Grobvakuum (10-2 mbar) und einer Temperaturregelung über einen Umlaufkühler (+30 °C - -70 °C). Mittels einer Bogenlampe kann auch das Sonnenlicht bis zu einer äquivalenten Entfernung von ~0,7 AU simuliert werden. Die Diagnostik besteht aus verschiedenen Sensoren zu Messung der Temperatur, Wärmeleitfähigkeit, mechanischen Festigkeit und einer eigenen Einrichtung zur Messung des Impedanzspektrums.    
Martin Volwerk  
Voyager1 - Data Voyager 1 UVS data for 12 scans of the Io plasma torus used in: M. Volwerk, On the location of the Io Plasma Torus: Voyager 1 observations, Ann. Geophys., XX, yyy, 2018. Format of the data: year, doy, hr, min, sec, relative brightness, distance from Jupiter (RJ), flag scan6801 scan6802 scan7001 scan7101 scan7102 scan7103 scan7201 scan7401 scan7402 scan7403 scan7404 scan7405  
Voyager1 - Data  
Voyager 1 UVS data for 12 scans of the Io plasma torus used in: M. Volwerk, On the location of the Io Plasma Torus: Voyager 1 observations, Ann. Geophys., XX, yyy, 2018. Format of the data: year, doy, hr, min, sec, relative brightness, distance from Jupiter (RJ), flag scan6801      scan6802 scan7001 scan7101 scan7102 scan7103 scan7201 scan7401 scan7402 scan7403 scan7404 scan7405  
Projekt: Europlanet 2024 RI  
Links Europlanet 2024 RI Machine Learning Telescope Network VESPA Anfang Februar 2020 startete das EU-Projekt Europlanet 2024 - Research Infrastructure, um die europäische Forschung auf dem Gebiet der planetaren Wissenschaften stärker zu vernetzen und voranzutreiben. Seit eineinhalb Jahrzehnten dient Europlanet bereits als Plattform für einen regen Ideen- und Wissenschaftler*innenaustausch und unterstützt dabei, sowohl wissenschaftliche Tools und Forschungseinrichtungen als auch Datensätze effektiv und gemeinsam zu nutzen. Das Grazer Institut für Weltraumforschung (IWF) der Österreichischen Akademie der Wissenschaften zählt zu den insgesamt 51 Projektpartnern aus 21 europäischen und internationalen Ländern. Im Arbeitspaket Machine Learning Solutions for Data Analysis and Exploitation for Planetary Sciences, das von Ute Amerstorfer geleitet wird, stellen sich das Grazer Know-Center, die Universität Passau, das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), das französische ACRI-ST, das italienische National Institute for Astrophysics (INAF), das Institute of Atmospheric Physics der Tschechischen Akademie der Wissenschaften (IAP-CAS), das nordirische Armagh Observatory and Planetarium (AOP) und die  russische Lomonossow-Universität Moskau den neuen Herausforderungen der Datenanalyse in den planetaren Wissenschaften. Das Arbeitspaket "Coordination of Ground-based Observations", das von Manuel Scherf geleitet wird, koordiniert das sogenannte Europlanet Telescope Network und bemüht sich um die Einbindung von Amateurastronomen in die europäische Weltraumforschung. Neben dem IWF sind die britische University of Edinborough, die spanische University of the Basque Country, die litauische Universität Vilnius, die polnische Adam Mickiewicz Universität und das französische Observatoire de Paris vertreten. Das IWF beteiligt sich außerdem am Virtuellen Observatorium VESPA sowie an der Integration von Early Career Scientists und Wissenschaftler*innen aus unterrepräsentierten EU-Staaten. This project has received funding from the European Union's Horizon 2020 research and innovation programme under grant agreement No 871149.  
The science of space weather is concerned with understanding the causes and effects of varying conditions in mainly the Earth's magnetosphere and atmosphere that are mostly driven by the Sun. The solar wind is a supersonic flow of an extremely fast and tenuous plasma that is expelled by the Sun at all times, and interacts with other solar system objects such as planets, comets and asteroids. It carries a magnetic field that is shaped like a spiral due to the rotation of the Sun. Normally, the so-called slow solar wind, which nevertheless impacts Earth with 400 kilometres per second, flows quietly around the Earth's magnetic field. However, during time intervals of strong southward magnetic fields and higher solar wind speeds, which are caused by solar storms (known as coronal mass ejections) and fast solar wind streams, energy is transferred into the magnetosphere and the magnetic field of the Earth is temporarily disturbed. The prediction of the solar wind impacting the Earth's magnetic field is a major unsolved problem in space science. An accurate solar wind forecast would tell us where and when the aurora lights up the sky, or whether power grids in countries at high latitudes such as Canada or Norway are at risks of failure. IWF is working on solar wind predictions for high-speed streams and coronal mass ejections, with numerical, analytical and empirical models. Particularly the runtime of the models is optimized, so that  ensemble simulations with variations in the input parameters can be produced in order to estimate error bars in the predictions, and to make it possible to apply the models in real-time. The team members combine observations from as many spacecraft as possible, including Solar Orbiter and BepiColombo, in order to gain a complete picture of how solar storms and high speed solar wind streams propagate from the Sun to the planets. To this end we are working on a complete Sun-to-Earth chain of our self-developed models, covering the background solar wind and solar storms to predict the solar wind near Earth. Then it is calculated how the errors in the solar wind prediction affect the forecasts of geomagnetic indices, ground-induced currents and the aurora location.  
Tianwen-1 ist die erste chinesische Marsmission. Sie besteht aus einem Orbiter, einem Landemodul und einem Marsrover und wurde am 23. Juli 2020 gestartet. Die Raumsonde wird nahezu sieben Monate unterwegs sein, bis sie die Marsatmosphäre erreicht. Dann wird das Landemodul samt Rover freigesetzt, während der Orbiter in der Marsumlaufbahn bleibt, um den Roten Planeten mit sieben wissenschaftlichen Geräten zu vermessen und zu erkunden. Der Marsrover wird ungefähr 200 kg wiegen und mit sechs Reifen und vier Solarmodulen ausgestattet sein. Er wird sechs weitere Messgeräte mitführen, um drei Monate lang Bodenproben zu nehmen und nach Anzeichen für Wasser auf dem Mars zu suchen. Das IWF hat zum Bau des Magnetometers an Bord des Orbiters beigetragen und bei der Kalibrierung des Fluginstruments geholfen. IWF-Mitteilung Start von Tianwen-1  
Rumi Nakamura  
Doz. Rumi Nakamura Group Leader T +43 (316) 4120 - 573 Rumi.Nakamura(at)oeaw.ac.at Room 2.b.5 Publications Research Interests Space plasma physics, based on data analysis from satellites and ground-based measurements Career Summary 1990-1991    Research Associate, National Institute of Polar Research, Tokyo, Japan 1991-1993    Research Associate, NASA Goddard Space Flight Center, USA 1993-1998    Assistant Professor, Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, Japan 1998-2001    Senior Scientist, Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Germany since 2001     Group Leader, Institut für Weltraumforschung, ÖAW, Austria since 2010     Lecturer, Institute of Physics, University of Graz, Austria Publications Refereed Articles: 397 (First Author: 45) Citations in SCI: 12221 (Hirsch Index: 56) Recognition 2005    Woman Researcher of the Month, Ministry for Transport, Innovation & Technology, Austria 2005    TanakadateAward, Society of Geomagnetism & Earth, Planetary & Space Sciences, Japan 2011    Full Member, International Academy of Astronautics 2014    Julius-Bartels Medal, European Geophysical Union 2018    Member, European Academy of Sciences and Arts 2019    Corresponding Member, Austrian Academy of Sciences 2019    Member of Academia Europaea Editorial/Advisory Boards 2007-2009    Associate Editor, Geophysical Research Letters 2007-2013    Editor, Annales Geophysicae 2008-2012    Associate Editor, Journal of Geophysical Research 2011-2013    International Space Science Institute, Science Committee 2015-2017    ESA Solar System Exploration Working Group 2017-2022    International Academy of Astronautics, Board of Trustee, Basic Science Section Member Projects FWF: P 23862-N16 FWF: I 429-N16 FWF: I 2016-N20 FP7: ECLAT FFG: 847969 - MMS-ASPOC FFG: 873685 - MMS-ASPOC 2  
Das Team  
Institutsleitung Exoplaneten Planetare Atmosphären Weltraumplasmaphysik Bordcomputer Weltraummagnetometer Satellite Laser Ranging  
Yasuhito Narita  
Doz. Yasuhito Narita Senior Scientist T +43 (316) 4120 - 574 Yasuhito.Narita(at)oeaw.ac.at Room 1.a.2 Curriculum Vitae RESEARCH INTERESTS Plasma turbulence (theory and observation), signal procesing Career Summary 1990-2000    Research Assistant, Swedish Institute of Space Physics, Kiruna, Sweden 2000-2002    Research Assistant, Institute of Space and AstronauticalScience, Japan 2002-2011    Scientific staff, Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik, TU Braunschweig, Germany 2011               Visiting Researcher at Kavli Institute for Theoretical Physics, California, USA 2011-2012    Senior Scientist, Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik, TU Braunschweig, Germany since 2011     Lecturer (extraterrestrial physics), Technische Universität Braunschweig, Germany since 2012     Group Leader, Institut für Weltraumforschung, ÖAW, Austria since 2016     Lecturer (astrophysics), Universität Graz RECOGNITION 2007 Heinrich-Büssing-Preis, Braunschweiger Hochschulbund 2010 Zeldovich medal, COSPAR and Russian Academy of Sciences 2010 Outstanding Scientist Award, European Space Agency 2017 JSPS invitation fellowship to Japan EDITORIAL BOARDS since 2013 Editor, Frontiers in Physics since 2016 Associate Editor, Earth Planets Space 2017 Guest Editor, Nonlinear Processes in Geophysics  
Helmut Lammer  
Maike Bauer  
Maike Bauer, BSc MSc Student T +43 (316) 4120 - 663 Maike.Bauer(at)oeaw.ac.at Room 2.a.2 ORCID: 0000-0001-6868-4152 Curriculum Vitae Research Interests Solar Coronal Mass Ejections Prediction of Space Weather Publications Current list of publications at ADS.  
Ute Amerstorfer  
Dr. Ute Amerstorfer Scientist T +43 (316) 4120 - 629 Ute.Amerstorfer(at)oeaw.ac.at Room 1.c.6  
Guenter Kargl  
Dr. Günter Kargl Scientist T +43 (316) 4120 - 652 Guenter.Kargl(at)oeaw.ac.at Room 2.a.9 Projects EU: EUROPLANET 2024 RI CoPhyLab  
Wolfgang Baumjohann  
Prof. Wolfgang Baumjohann Director T +43/316/4120 - 501 baumjohann@oeaw.ac.at Room 1.a.5 Curriculum Vitae Publications Research Interests Space Plasma Physics Magnetospheric Dynamics, Substorms and Storms Planetary Magnetic Fields  
Jupiter-Magnetometer verlässt Graz  
ÖAW & TU Graz schicken Sensoreinheit auf zwölfjährige Reise  
Weitere Veranstaltungen Social Media Veranstaltungen Weitere Nachrichten Nachrichten In den Medien  
Dr. Stefan Kiehas (lead) Dr, Daniil Korovinskiy (PostDoc)  
Main Results  
Investigate the stability of a bent cross-tail current sheet We investigated the magnetotail’s current sheet stability to the cross-tail transversal mode utilizing analytical, as well as 2.5D linear (Korovinskiy et al., 2018c) and 3D non-linear MHD simulations (Korovinksiy et al., 2019). It is found that in plane current sheets, stable and unstable branches of the solution coexist. With increasing tilt angle, the growth rate rises and for sufficiently large tilt angles (~0.5 fmax), the stable solution becomes unobservably small compared to the unstable mode (see Fig. 1). For the maximum possible value of f ( ~40°, consisting of maximum of 33° from dipole tilt angle and 8° from non-radial propagation of the solar wind), the growth rate is 2.25 times bigger compared to the growth rate in a plane current sheet. Furthermore, it was found that the so-called double gradient instability corresponds to the compressible ballooning mode developing in a strongly stretched tail region. With downtail distance the velocity perturbation vector is rotating from the horizontal to the vertical direction, indicating the transition from the conventional ballooning mode to the double gradient mode. Investigate the interplay of kink and sausage modes in a bent current sheet In a 2.5D numerical simulation (Korovinskiy et al., 2018c), it was found that the symmetry of the solution of MHD equations in a bent current sheet is lost (cf. Fig. 2). For a plane current sheet (f=0), perturbations can be either symmetric (i.e., kink) or anti-symmetric (i.e., sausage) with respect to the current sheet center. In a bent current sheet, the solutions are asymmetric, consisting of a symmetric kink part and an anti-symmetric sausage part. With growing tilt angle the ratio of amplitudes of these two modes tends to unity. It was found that the asymmetry is most pronounced for f=20° and that perturbations are localized in the magnetotail’s summer hemisphere (for negative tilt angles, as used in the simulation). With this, in a bent current sheet, both kink and sausage modes coexist. Investigate the relation of bent current sheets to substorms In a statistical analysis (Kubyshkina et al., 2018) it was found that substorms occur almost two times more frequent when the IMF and solar wind parameters Bx and vz have the same sign as Bz. Since the magnetospheric current sheet bends for non-zero Bx and vz, one can derive a relation of current sheet bending and substorm onset out of this finding. In a 2.5D simulation (Korovinskiy et al., 2018c) the perturbation of the potential energy (δW) in plane and bent current sheet configurations is studied. Over the course of time, a concurrence of stable (δW>0) and unstable (δW<0) modes is found (see Fig. 3). For a plane current sheet the unstable mode dominates after ~ 1.5 to 2 hours, which is rather long compared to substorm timescales. However, in bent current sheets, the unstable mode dominates much faster – for the maximum possible tilt angle (~40°) it dominates after about 5 minutes. Hence, if bending is induced on a current sheet, it becomes fully unstable after a time period that is consistent with substorm onset time scales. The same situation is also found in 3D non-linear simulations (Korovinskiy et al., 2019). Investigate the influence of reconnection on the evolution of instabilities In a 3D nonlinear MHD simulation it was found that reconnection enhances the growth rate of the double gradient mode for a factor of about 2, but it does not shift the threshold of non-linear stabilization of the mode (see Fig. 4). With this, reconnection affects the growth rate but not the maximum amplitude of the perturbation. Investigate the relation of instabilities with entropy The field line entropy (S) was calculated in Korovinskiy et al. (2018c) for different angles of current sheet bending. S demonstrates a smooth monotonic profile along the current sheet center and increases tailward for any value of tilt angle f. Hence, the stability of a Kan-like current sheet to the transversal mode is not governed by the entropy criterion. Generalization of the instability criterion to bent current sheets Analogous to the characteristic flapping frequency (Equation (7) in Erkaev et al., 2007) we derived the necessary instability criterion for bent current sheets, reflected in Equation (41) in Korovinskiy et al., 2019. Under the simplifying assumptions of the Double Gradient Model, Equation (41) turns into the characteristic flapping frequency of that model.  Since Equation (41) includes several previously neglected terms, it is applicable in the near-Earth region (|vx|>|vz|) and also for bent current sheets. With this, equation (41) allows a representation for a much broader range of situations. Furthermore, this generalization allowed us to understand that the instability is controlled by the second derivative of the total pressure after ∂x ∂z in the near Earth region (where|vx|>|vz|) and by the second derivative of the total pressure after ∂z² more tailward (where| vx|<|vz|). Because the spatial variation of the total pressure is larger in the near-Earth region, the overall instability is controlled mainly by the mixed derivative of the total pressure. Energy budget of double gradient/ballooning instability The temporal energy evolution (kinetic, internal, magnetic, total energy) was investigated by means of a 3D non-linear MHD simulation (Korovinskiy et al. 2019). Three stages could be found: An initial settling phase, followed by a phase of exponential growth and finally a phase of non-linear stabilization. It is found that the kinetic energy is growing during the linear stage at the expense of the internal energy (see Fig. 6). The increase in magnetic energy is small compared to the increase of the kinetic energy and can therefore be neglected. The energy conservation within the computational box allowed the application of the energy principle of Bernstein (1958) and the mode identification  (compressible ballooning mode). Applicability of the Kan model In Korovinskiy et al. (2018b), a generalized Kan-like model was compared with the empirical T96 Tsyganenko model. It was found that parameters in the analytical model can be adjusted to fit a wide range of averaged magnetotail configurations (see Fig. 8). The best agreement between analytical and empirical models is obtained for the midtail at distances beyond 10–15 RE at high levels of magnetospheric activity. The essential model parameters (current sheet scale, current density) are compared to Cluster data of magnetotail crossings. The best match of parameters is found for single-peaked current sheets with mediu Field line curvature-related stability criterion for plane current sheets In the course of studies of the influence of the local total pressure maximum on current sheet stability (Korovinskiy et al., 2018a), a new criterion – related to the field line curvature – was derived. The plane current sheet is stable with respect to the MHD flapping mode, if the magnetic field curvature radius is decreasing in tailward direction before the X-line and increasing behind it. This criterion does not contradict the Schindler-Birn criterion (Schindler and Birn, 2004). Instead, it has advantages over it since it provides the necessary and sufficient condition for the mode stability and is more local, since it requires calculations only along the sheet center and not within the entire domain. Generalization of the double gradient model to oblique waves In Korovinskiy and Kiehas (2016) The double-gradient model of magnetotail flapping oscillations/instability is generalized for the case of oblique propagation in the equatorial plane. The transversal direction Y (in GSM reference system) of the wave vector is found to be preferable, showing the highest growth rates of kink and sausage double-gradient unstable modes (see Fig. 8). Growth rates decrease with the wave vector rotating toward the X direction. It is found that neither waves nor instability with a wave vector pointing toward the Earth/magnetotail can develop. These findings explain why flapping waves are observed in the Y-direction. Dispersion curve of flapping oscillations in plane current sheet In the simple double gradient model, the phase velocity is monotonically decreasing with wavenumber. However, by solving the exact solutions of linearized MHD equations (Korovinskiy et al. 2018a), it was found in that the dispersion curve of flapping oscillations can have a local maximum and hence the phase velocity as function of wave number can have a local maximum as well (see Fig. 9). Such behavior was observationally confirmed by Rong et al. (2018). Occurrence rate of fast flows observed by ARTEMIS In Kiehas et al., 2018, a five year statistical ARTEMIS study was conducted to investigate the occurrence rate of earthward and tailward fast flows near lunar orbit. It was found that a significant fraction of fast flows is directed earthward, comprising 43% (vx >400 km/s) to 56% (vx >100 km/s) of all observed flows (see Fig. 10). This suggests that near-Earth and midtail reconnection are equally probable of occurring on either side of the ARTEMIS downtail distance. For fast convective flows (vx >400 km/s), this fraction of earthward flows is reduced to about 29%, which is in line with reconnection as source of these flows and a downtail decreasing Alfvén velocity. Dawn-dusk asymmetry of fast flows observed with ARTEMIS More than 60% of tailward convective flows occur in the dusk sector (as opposed to the dawn sector), while earthward convective flows are nearly symmetrically distributed between the two sectors for low AL (>−400 nT) and asymmetrically distributed toward the dusk sector for high AL (< −400 nT) (see Fig. 11). This indicates that the dawn-dusk asymmetry is more pronounced closer to Earth and moves farther downtail during high geomagnetic activity. This is consistent with similar observations pointing to the asymmetric nature of tail reconnection as the origin of the dawn-dusk asymmetry of flows and other related observables. We infer that near-Earth reconnection preferentially occurs at dusk, whereas midtail reconnection (X >−60 RE) likely occurs symmetric across the tail during weak substorms and asymmetric toward the dusk sector for strong substorms, as the dawn-dusk asymmetric nature of reconnection onset in the near-Earth region progresses downtail.  
2019: “When the Sun turns the power off”, Austrian Science Fund FWF project of the week, mentions C. Möstl, T. Amerstorfer, December 2019: https://scilog.fwf.ac.at/en/environment-and-technology/10647/when-the-sun-turns-the-power-off appeared in: https://science.apa.at/site/medizin_und_biotech/detail?key=SCI_20191216_SCI39471352452234340 http://m.raumfahrer.net/news/29122019161112.shtml https://phys.org/news/2019-12-in-silico-solar-storms-early.html  
Für den Onset geomagnetischer Teilstürme wird im Allgemeinen eine Instabilität in der Stromschicht des geomagnetischen Schweifs angenommen, die in der Übergangszone von schweifartigen zu dipolartigen magnetischen Feldlinien auftritt. Kandidaten für diese Instabilität sind die Ballooning/Interchange Instabilität (BICI) und Double-Gradient Instabilität (DGI). Bis dato wurden Untersuchungen dieser Instabilitäten unter der Annahme einer symmetrischen Stromschicht angenommen. Das interplanetare Magnetfeld, der Sonnenwind sowie die Neigung des geomagnetischen Dipols beeinflussen allerdings die Form und Inklination der Stromschicht. Unter realistischen Bedingungen ist die Stromschicht also geneigt und nicht symmetrisch. Dieser Effekt wurde bisher nicht in Betracht gezogen. Ziel dieses Projekts ist es, den Effekt einer geneigten Stromschicht auf den Onset von Teilstürmen und die Formation und Evolution von BICI und DGI zu untersuchen. Zu diesem Zweck wollen wir Antworten auf die folgenden wissenschaftlichen Fragen finden: (1) Begünstigt eine geneigte Stromschicht die Formation von Instabilitäten? (2) Können Instabilitäten in einer geneigten Stromschicht schneller anwachsen? (3) Begünstigt eine geneigte Stromschicht den Onset von Teilstürmen? (4) Beschleunigt magnetische Rekonnexion das Anwachsen von Instabilitäten? Somit wollen wir eine geneigte Stromschicht bezüglich (1) ihrer Stabilität (2) des Zusammenspiels verschiedener Wellentypen (3) ihrer Relation zu Teilstürmen und (4) den Einfluss von Rekonnexion auf die Evolution von Instabilitäten untersuchen. Um diese Ziele zu erreichen, planen wir analytische und numerische Methoden zu verwenden, sowie die Auswertung von Satellitendaten in enger Zusammenarbeit mit unseren internationalen Partnern miteinzubeziehen. Um die Bedeutung von Elektronenströmen und kinetischer Effekte während der Entstehung von Instabilitäten zu erforschen, planen wir ein analytisches Hall-MHD (HMHD) Modell der DGI für symmetrische und gebogene Stromschichtkonfigurationen zu verwenden. Diese Untersuchungen werden ergänzt durch nichtlineare 3D MHD und HMHD sowie 3D PIC Simulationen. Die nichtlineare BICI/DGI Evolution in symmetrischen und gebogenen Stromschichten wird mittels zuvor genannter 3D Simulationen (MHD/HMHD/PIC) durchgeführt. Das Zusammenspiel von unterschiedlichen Wellentypen wird mittels eines „magnetic filament“ Ansatzes gelöst um die gemeinsame zeitliche Entwicklung und mögliche Dominanz eines Wellentyps zu untersuchen. Für Untersuchungen des Zusammenspiels von Rekonnexion mit Instabilitäten wird ein 2.5D Elektronen-Hall MHD entwickelt um die Stabilität einer realistischen Magnetschweifkonfiguration zu untersuchen und die Elektronenstromschicht zu rekonstruieren. Die analytischen und numerischen Untersuchungen werden von Beobachtungen der THEMIS und MMS Missionen unterstützt. Diese Multi-Raumsonden-Missionen erlauben uns Instabilitätsstrukturen gleichzeitig von unterschiedlichen Beobachtungspunkten und über unterschiedliche Skalen – von der Elektronen zur MHD Skala – zu studieren. Es wird also ein umfassender Zugang gewählt, der theoretischen und numerische Studien sowie Datenanalyse unter einer realistischen Magnetschweifkonfiguration – die in bisherigen Studien nicht berücksichtigt wurde – kombiniert. Dieser Zugang kann Aufschluss über die Formation und Entwicklung von Teilsturm-relevanten Instabilitäten und die Rolle einer geneigten Stromschicht auf den Onset von Teilstürmen geben.  
Christian Möstl (lead) Andreas J. Weiss (PhD student)  
Peer-reviewed in preparation Weiss, A. J., C. Möstl, M. Reiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, U. Amerstorfer, R. Bailey,, Modelling coronal mass ejection flux rope signatures using a fast data generative pipeline, in prep. 2020. Möstl, C., T. Amerstorfer, M. A. Reiss, C. L. Simon Wedlund, R. L. Bailey, U. V. Amerstorfer, A. J. Weiss, J. Hinterreiter, B. Lavraud, L. Fossati, H. Lammer, M. Dumbovic, J. Guo, R. Winslow, A. Isavnin, Parameters of solar coronal mass ejections at the four terrestrial planets during a weak solar cycle, in prep., 2020. A. Isavnin, E. Palmerio, J. Magdalenic, C. Scolini, J. Pomoell, R. M. Winslow, E. K. J. Kilpua, C. Möstl, and S. Poedts, Multipoint 3D analysis of CME–CME–CME interaction,  A&A, in prep., 2020. E. Palmerio, E. K. J. Kilpua, M. Mierla, A. N. Zhukov, D. Barnes, O. Witasse, T. Nieves-Chinchilla, C. Möstl, L. Rodriguez, A. Isavnin, Beatriz Sanchez-Cano, E. Roussos, A. Masters, and N. P. Savani, Magnetic Structure and Propagation of a Solar Flux Rope from the Sun to Saturn, in prep., 2020. submitted / in revision / revised Xiaojun Xu, Qi Xu, Qing Chang, Jing Wang, Jiaying Xu, Huijun Li, Lou-Chuang Lee, Shaosui Xu, C. Möstl, and Charles J. Farrugia, Open Magnetic Field Flux Rope associated with Enhanced Ion Loss in the Magnetosheath of Mars Observed by MAVEN, ApJL, submitted, 2019. published Dumbovic, M., J. Guo, M. Temmer, M. L. Mays, A. Veronig, S. Heinemann, K. Dissauer, S. Hofmeister, J. Halekas, C. Möstl, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, S. Banjac, K. Herbst, L. Holzknecht, M. Leitner, Unusual plasma and particle signatures at Mars and STEREO-A related to CME-CME interaction, Astrophys. J., 880, 18, 2019. doi:10.3847/1538-4357/ab27ca https://arxiv.org/abs/1906.02532 https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab27ca Good, S.W., E.K.J. Kilpua, A.T. LaMoury, R.J. Forsyth, J.P. Eastwood, C. Möstl, Self-Similarity of ICME Flux Ropes in the Inner Heliosphere, Solar Physics, 124, 4960-4982, 2019.  doi:10.1029/2019JA026475 
https://arxiv.org/abs/1905.07227 https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/2019JA026475  
Die Sonne produziert sogenannte Sonnenstürme, Wolken aus Plasma die starke Magnetfelder enthalten und die immer wieder aus ihrer äußersten Schicht ausgestoßen werden. Sie werden im Sonnenwind zwischen den Planeten gebremst und expandieren stark. Falls sie auf die Erde treffen werden Nordlichter deutlich intensiviert, doch ihr Impakt kann sogar in seltenen Fällen zu Problemen mit der Stromversorgung und globalen Navigations-Systemen führen. In diesem Projekt arbeiten wir an einem besseren Verständnis der Magnetfelder in deren Kern, die eine relativ geordnete Struktur aufweisen und die im Kontrast stehen zur turbulenten Umgebung des Sonnenwinds in dem sie sich ausbreiten. Wenn so ein Kern auf das Erdmagnetfeld trifft, muss das Magnetfeld in die korrekte Richtung zeigen um Energie auf das Erdmagnetfeld übertragen zu können. Daher müssen diese geordneten Strukturen in den Kernen besser verstanden werden, um ihre Effekte auf die Erde und andere Planeten besser vorhersagen zu können.  Wir werden eine neue Art von Simulation weiterentwickeln welche diese Kerne beschreibt, basierend auf der Hypothese dass es sich um extrem grosse gebogenen Röhren handelt, die eine spezielle Struktur des Magnetfelds beinhalten. Dies hat mehrere Vorteile - unter anderem können unsere Berechnungen sehr schnell erfolgen womit die Bereiche von vielen Parametern getestet werden können. Auch ist das Modell auf eine Art und Weise entworfen sodass es zukünftig direkt für die Vorhersage von Sonnenstürmen verwendet werden kann. Die erst kürzlich neu verfügbaren Daten von vielen Raumsonden im Sonnenwind zwischen Sonne und Erde werden in unserem Projekt zu bahnbrechenden neuen Erkentnissen führen, weil wir unser Modell zum ersten mal mit mehreren Beobachtungen desselben Sonnensturms, zum Beispiel bei Merkur, Venus und Erde, testen können. Dies erlaubt die freien Parameter der Simulation stark einzugrenzen um robuste Resultate zur Ausbreitung und Entwicklung von Sonnenstürmen zwischen Sonne und Erde zu finden. Als Bonus wird 2018 voraussichtlich die erste Raumsonde gestartet welche sich zeitweise zwischen der Sonne und Merkur befinden wird – die Parker Solar Probe. Dies könnte zu noch nie dagewesenen Beobachtungen von Sonnenstürmen nahe an der Sonne führen. Unsere Simulation ist perfekt geeignet diese Beobachtungen zu interpretieren, die entscheidende Hinweise darauf geben könnten wie Sonnenstürme auf der Sonne entstehen und wie sie sich danach bis zur Erde ausbreiten.  
Nano-analysis of cometary dust – uncovering the building blocks of the Solar System  
Project Leader Dr. Thurid Mannel Pricipial Investigator Dr. Thurid Mannel E-Mail thurid.mannel[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 05.10.2015 Project duration Start: 01.03.2016   End: 31.10.2020 Scientific field(s) 1223 (Space Science): 60%   1245 (Nano Technology): 20%   1238 (Surface Physics): 20% Keywords Cometary Dust   Atomic Force Microscopy   Rosetta   Morphology   Size distribution   Magnetic force microscopy  
Multi-scale analysis of magnetotail dipolarizations  
Project Leader Dr. Martin Volwerk Pricipial Investigator Dr. Daniel Schmid E-Mail martin.volwerk[at]oeaw.ac.at   daniel.schmid[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 06.05.2013 Project duration Start: 01.10.2013   End: 31.12.2016 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100% Keywords Space Physics   Magnetotail   Dipolarization  
Electron dynamics and magnetotail structure  
Principal Investigator Dr. Rumi NAKAMURA E-Mail rumi.nakamura[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 06.10.2014 Project duration Start: 01.05.2015   End: 29.02.2020 Scientific field(s) 103 (Physics, Astonomy): 80%   102 (Informatics): 10%   101 (Mathematics): 10% Keywords Magnetotail   Current Sheet   Magnetic Reconnection   bursty bulk flows   Cluster, MMS  
...imagine a thunderstorm with a diameter around 3000 km and lightning bolts whose radio signals are 10.000 times stronger compared to their terrestrial counterparts. These are the SEDs (Saturn Electrostatic Discharges) which are investigated in this project... And in December 2010 a giant thunderstorm started in Saturn's northern hemisphere with a latitudinal extension of 10,000 km (see below)!  
In the frame of this international Austrian-Czech research project we will jointly investigate spectral fine structures of planetary auroral radio emissions seen in high temporal resolution data from three different spacecraft at three different planets:       Cluster satellites at Earth       Juno spacecraft at Jupiter       Cassini spacecraft at Saturn  
Thin Current Sheets in the Earth's Magnetotail  
Principal Investigator Dr. Rumi NAKAMURA E-Mail rumi.nakamura[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 22.04.2010 Project duration Start: 20.06.2010   End: 19.02.2014 Scientific field(s) 1223 (Space exploraton): 40%   1228 (Plasma physics): 40%   1151 (Numerical computation): 20% Keywords Magnetotail   Plasma Sheet, Current Sheet   Magnetic Reconnection   Cluster, THEMIS  
Determination of the three dimensional geometry of the magnetic reconnection ion diffusion region  
Principal Investigator Dr. Rumi NAKAMURA E-Mail rumi.nakamura[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 30.12.2011 Project duration Start: 01.04.2012   End: 31.12.2015 Scientific field(s) 1228 (Plasma physics): 50%   1223 (Space exploraton): 30%   1505 (Geophysics): 10%   1205 (Astrophysics): 10% Keywords Magnetic Reconnection   Multi-point data analysis Ions diffusion region   Hall current, Magnetotail current sheet   Cluster  
The evolution of solar storms in the inner heliosphere  
Principal Investigator Dr. Christian Möstl E-Mail christian.moestl[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 30.09.2013 Project duration Start: 01.03.2014   End: 28.02.2019 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100% Keywords coronal mass ejections   geomagnetic storms   STEREO   Heliospheric Imagers   solar-terrestrial relations   space weather  
Magnetic Rossby waves on the Sun  
Principal Investigator Dr. Teimuri ZAQARASHVILI E-Mail teimuri.zaqarashvili[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 01.06.2009 Project duration Start: 01.09.2009   End: 31.07.2013 Scientific field(s) 1205 (Astrophysics): 30%   1223 (Space Research): 25%   1228 (Physics of plasma): 40%   1151 (Numerical computation): 5% Keywords solar chromosphere and corona   MHD waves and oscillations   partially ionized plasmas   energy transport and release in solar atmosphere  
Study of the energy transport and release processes in the solar chromosphere and corona with inclusion of the effects of partially ionized helium  
Principal Investigator Dr. Maxim L. KHODACHENKO E-Mail maxim.khodachenko[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 01.06.2009 Project duration Start: 01.09.2009   End: 31.07.2013 Scientific field(s) 1205 (Astrophysics): 30%   1223 (Space Research): 25%   1228 (Physics of plasma): 40%   1151 (Numerical computation): 5% Keywords solar chromosphere and corona   MHD waves and oscillations   partially ionized plasmas   energy transport and release in solar atmosphere  
Multispacecraft observations of Jovian DAM  
Principal Investigator Dr. Mykhaylo Panchenko E-Mail mykhaylo.panchenko[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 04.12.2011 Project duration Start: 01.02.2012   End: 31.05.2015 Scientific field(s) 103 (Physik, Astronomie): 95%   102 (Informatik): 5% Keywords Jupiter's magnetosphere   Periodic bursts of non-Io DAM, Jovian Decametric radio emission (DAM)   Nonthermal planetary radio emission, Solar wind   Internal magnetospheric dynamics  
Bent current sheet: A possible catalyzer to trigger substorm onset  
Principal Investigator Dr. Stefan Kiehas E-Mail Stefan.kiehas[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 23.06.2014 Project duration Start: 01.07.2015   End: 31.07.2019 Scientific field(s) 123 ( 50%) 1228 (20%) 1222(20%) 1601 (10%) Keywords Double gradient instability   Interchange instability   Bent current sheet   Magnetospheric substorms   Ballooning instability   Magnetic reconnection  
2019: U.V. Amerstorfer, Space Weather, talk for school-children, GIBS school Graz, Austria, June 2019  
MODELING THE MAGNETIC CORES OF SOLAR STORMS Principal Investigator Dr. Christian Möstl E-Mail christian.moestl[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 25.06.2018 Project duration Start: 01.02.2019   End: 31.01.2022 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100% Keywords solar coronal mass ejections   Heliophysics System Obersvatory   heliophysics   interplanetary magnetic fields   magnetic flux ropes   space weather  
Christian Möstl (lead) Rachel Bailey (PostDoc at at IWF and later at national collaborator ZAMG) Martin Reiss (PostDoc)  Ute Amerstorfer (PostDoc)  Roman Leonhardt (national collaborator, ZAMG)  
Peer-reviewed in preparation Amerstorfer, U.V., C. Möstl, R.L. Bailey, A.J. Weiss, M.A. Reiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, M. Bauer, Predicting the magnetic flux rope fields at the Sun-Earth L1 point, in prep., 2020. submitted / in revision / revised Bailey, R. L., C. Möstl, M. A. Reiss, A. J. Weiss, U. V. Amerstorfer, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, W. Magnes, R. Leonhardt, Prediction of Dst during solar minimum using in situ measurements at L5, Space Weather, in revision, 2020. Dumbovic, M., B. Vrsnak, J. Guo, B. Heber,
K. Dissauer, F. Carcaboso-Morales, M. Temmer, A. Veronig, T. Podladchikova, C. Möstl, T. Amerstorfer, A. Kirin, Evolution of coronal mass ejections and the corresponding Forbush decrease: modelling vs multi-spacecraft observation, Solar Physics, submitted, 2020. published / in press Reiss, M. A., P. J. MacNeice, K. Muglach,C. N. Arge, C. Möstl, P. Riley, J. Hinterreiter, R. L. Bailey, A. J. Weiss, M. J. Owens, T. Amerstorfer, U. V. Amerstorfer, Forecasting the Ambient Solar Wind with Numerical Models. II. An Adaptive Prediction System for Specifying Solar Wind Speed Near the Sun, ApJ, in press, 2020.  
Das Ziel dieses Projekts ist die Vorwarnzeit für die Effekte von Sonnenstürmen bei der Erde zu verbessern. Denken sie an die Meteorologie – doch unsere Forschungen drehen sich nicht um das Wetter das wir tagtäglich erfahren, sondern wir machen Vorhersagen für den Sonnenwind, der um das Erdmagnetfeld fließt. Sonnenstürme sind Wolken aus Plasma und Magnetfeldern die aus der Sonnenatmosphäre mit Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde ausgeworfen werden. Falls so ein solarer Super-Sturm die Erde trifft, was schätzungsweise alle 100 Jahre passiert, könnten Infrastrukturen wie Stromnetze und Satelliten ausfallen, und Flug-Personal und Astronauten wären erhöhter Strahlung ausgesetzt. Sonnenstürme können ein Teil ihrer Energie auf das Erdmagnetfeld übertragen, und ein geomagnetischer Sturm entsteht. Dies kann wunderschöne Nordlichter hervorrufen, aber auch Technologien beeinträchtigen, die für unser tägliches Leben von hoher Wichtigkeit sind, wie die Stromversorgung und GPS. Um diese potentiell destruktiven Effekte besser zu vermeiden ist eine Vorhersage des Sonnenwinds am Sonne-Erde L1 Punkt von größter Wichtigkeit, und kann als Schlüsseltechnologie in diesem Feld angesehen werden, ähnlich wie wiederverwertbare Raketen oder Gen-Scheren in anderen Wissensgebieten. In diesem Projekt nutzen wir die Verfügbarkeit von über 40 Jahren an Sonnenwind-Daten, womit wir die Ergebnisse unserer eigenen Simulationen von Sonnenstürmen mit maschinellem Lernen verknüpfen können. Damit können wir die Simulationen automatisch auswählen welche die Realität am besten beschreiben. Dies wird eine Vorhersage der Entwicklung eines geomagnetischen Sturms mit einer Vorwarnzeit von bis zu 2 Tagen ermöglichen. Wir werden diese Ergebnisse mit einem bestehenden Modell für Nordlichter verbinden, welches der Öffentlichkeit ermöglichen wird besser vorauszusehen wann und wo die Aurora zu sehen sein wird. Weiters werden wir die Sonnenwind-Vorhersagen mit einem Modell der Zentralanstalt für Meteorologie und Geodynamik für geomagnetisch induzierte Ströme verknüpfen, welches wiederum helfen könnte Stromausfälle zu vermeiden. Die Vorhersagen werden zuerst mit bereits bestehenden Daten entwickelt und getestet, und danach in Echtzeit angewendet. Weiters werden wir mit bereits bestehenden Daten mögliche, zukünftige interplanetary Kleinsatelliten (CubeSats) auf ihre Tauglichkeit prüfen unsere Vorhersagen weiter zu verbessern. Eine Unterstützung dieses Projekts würde daher Österreichs Rolle einer international führenden Nation in der Vorhersage und Modellierung des Weltraumwetters konsolidieren und weiter ausbauen.  
Tanja Amerstorfer (lead) Maike Bauer (master student) Jürgen Hinterreiter (PhD student)  
Verbesserte Vorwarnzeit für geomagnetische Stürme  
Principal Investigator Dr. Christian Möstl E-Mail christian.moestl[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 26.11.2018 Project duration Start: 01.03.2019   End: 28.02.2023 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 40%   105 (Geosciences): 30%   102 (Informatics): 30% Keywords space weather forecasting   aurora   geomagnetically induced currents   geomagnetic storms   solar coronal mass ejections   solar wind  
During the last years, alerts of solar storms on their way to Earth have been frequently sent out by the media. Solar storms or so-called coronal mass ejections (CMEs), are formations consisting of charged particles and an embedded magnetic field structure. While slow CMEs need three to five days, the fastest can reach the Earth’s magnetosphere within one day or less, having impact speeds of up to 10 million kilometers per hour. The consequences of these impacts are geomagnetic storms, which can damage satellites as well as lead to large-scale power outages on the ground, to name only two possible effects. Accurately predicting arrival times and speeds of CMEs is quite difficult. Because of limited observational possibilities, errors in the arrival time of 10–20 hours are common. Besides the high prediction errors, false alarms are an even more important issue. False positive alarms are alerts where CMEs predicted to arrive Earth actually miss, false negative alarms are CMEs that are not predicted to arrive but actually hit. The goal of this project is the enhancement of a CME prediction tool, that currently assumes an elliptical shape of the CME front and a uniform, unstructured background solar wind, which causes a deceleration or acceleration of the CME. The basis of this prediction tool are observations from the NASA mission “Solar TErrestrial RElations Observatory” (STEREO) and its heliospheric imagers. These heliospheric imagers are wide-angle cameras that provide a side view on the CME during its journey through interplanetary space. The aim of this project is to uncouple the tool from the rigid ellipse shape and to include a variable background solar wind speed. By allowing a variation of the CME shape during propagation, possible influences of high speed solar wind streams or other CMEs can be taken into account when forecasting a CME arrival. Another important improvement is the applicability of the tool to observations of polarized light that can be directly related to the shape of the CME, which is further incorporated into the prediction utility. We expect a significant reduction of the prediction errors in CME arrival time and speed at Earth as well as a decrease of today’s false alarm rate.  
Takuma Nakamura (Lead) Rumi Nakamura (Staff Scientist) Ferdinand Plaschke (Staff Scientist)  
International collaborations  
Hiroshi Hasegawa (ISAS/JAXA) Kevin Genestreti (SwRI) Yi-Hsin Liu (Dartmouth College)  
Predicting solar storm arrivals at Earth (Die Vorhersage von Sonnenstürmen bei der Erde)  
Principal Investigator Dr. Tanja Amerstorfer E-Mail tanja.amerstorfer[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 07.05.2018 Project duration Start: 01.07.2018   End: 30.06.2021 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100% Keywords space weather forecasting   space weather   heliospheric evolution of coronal mass ejections   predicting solar storms, polarized heliospheric imaging   future space missions  
Erika Kaufmann  
Dr. Erika Kaufmann Scientist T +43 (316) 4120 - 653 Erika.Kaufmann(at)oeaw.ac.at Room 2.a.9  
Andrea Stefania Acaro Narvaez  
Andrea Stefania Acaro Narvaez, BSc MSc Student T +43 (316) 4120 - 579 Andrea.Acaro(at)oeaw.ac.at Room 1.d.2  
Energy transfer across magnetospheric boundary layers Principal Investigator Dr. Takuma Nakamura E-Mail takuma.nakamura@oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Approval date 30.09.2019 Project duration Start: 01.03.2020   End: 29.02.2024 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 95%   105 (Geosciences): 5% Keywords boundary layer   multi-scale observationr   MMS mission   kinetic simulation   space plasma   energy transfer  
Der Bereich außerhalb der Erdatmosphäre ist im Großen und Ganzen durch ionisiertes Gas, sogenanntes Plasma, erfüllt. Meist ist die Dichte dieses Weltraum-Plasmas gering genug um die Viskosität zu vernachlässigen, d.h. Stöße zwischen den ionisierten Teilchen sind untergeordnet. Damit ergibt sich ein wesentlicher Unterschied zu neutralen, viskosen Flüssigkeiten, z.B. zu Luft oder Wasser. In solch einem stoßfreien Plasma-System spielen die Grenzschichten zwischen Regionen mit unterschiedlichen Plasmaeigenschaften eine zentrale Rolle für den Energieübertrag und die Dynamik des Systems ganz generell. Ziel dieses Projektes ist das Verstehen des Energietransfers über Grenzschichten des stoßfreien Plasmas hinweg. Diese fundamental wichtige Fragestellung der Weltraumplasmaphysik wurde in der Vergangenheit bereits von einigen Studien adressiert, allerdings blieben quantitative Aspekte des realitätsnahen Energie-Transferprozesses großteils unverstanden. Der Grund dafür liegt im weiten Umfang räumlicher und zeitlicher Skalen, auf denen Energietransfers in stoßfreien Plasmen stattfinden, beginnend mit der kinetischen Skala (Betrachtung von Einzelteilchen) bis hin zur globalen Beschreibung des Systems. Der Umfang der Skalen kann durch Labor- und Satelliten-Messungen allein nicht abgedeckt werden. Aktuelle Fortschritte bei numerischen Simulationen ermöglichen quantitativ umfangreichere Abschätzungen der Transferprozesse, allerdings bleiben bis dato einige unrealistische Annahmen bestehen. Vor diesem Hintergrund ist der wissenschaftliche Fokus dieses Projektes die Quantifizierung des Energietransfer-Prozesses in genauerer Weise als bisher; die Berücksichtigung aller notwendigen Skalen erfolgt durch Plasma-Simulationen auf dem neuesten Stand der Technik, kombiniert mit Plasmamessungen durch in-situ und Fernerkundungs-Methoden. Die Einzigartigkeit des Projektes liegt in der Betrachtung unterschiedlicher Typen von Plasma-Grenzschichten der Erdmagnetosphäre (jener Bereich des Weltraums, in dem das terrestrische Magnetfeld der dominierende Faktor ist). Damit können unterschiedliche Faktoren und Skalen des Energie-Transferprozesses über Grenzschichten hinweg abgedeckt werden – die Erdmagnetosphäre fungiert hierbei als großes Experiment zur Erkundung der Physik von Grenzschichten. Speziell für dieses Projekt wird eine Reihe von umfangreichen Plasma-Teilchensimulationen repräsentativer Grenzschichten der Magnetosphäre durchgeführt. Verwendet wird dafür einer der weltgrößten Supercomputer – „MareNostrum“ – unter Berücksichtigung realistischer Simulationsbedingungen wie sie von hochaufgelösten in-situ Messungen der aktuellen Magnetospheric Multiscale (MMS) Satellitenmission vorliegen. Die Simulationsresultate werden mit den MMS Messungen, mit umfangreichen Datensätzen anderer Satellitenmissionen und mit Bodenbeobachtungen verglichen. Das erlaubt sowohl die lokale Betrachtung der Physik an Grenzschichten als auch die globale Kopplung dieser lokalen Prozesse. Basierend auf den Projektresultaten ergibt sich nicht nur ein quantitatives Verständnis der Physik von Grenzschichten der Magnetosphäre auf verschiedenen Skalen, sondern erstmals auch eine umfangreiche, systematische Sichtweise auf die Physik von Grenzschichten in stoßfreien Plasmen generell. Diese neuen Erkenntnisse erlauben die Anwendung auf zahlreiche weitere planetare und astrophysikalische Objekte und unterstützen somit zukünftige Weltraummissionen.  
Der zunehmende Weltraumschrott stellt in der heutigen Zeit eine immer größer werdende Gefahr für aktive Satelliten dar. Neben derzeit ca. 1000 aktiven Satelliten und mehr als 1000 alten, nicht mehr aktiven Satelliten befinden sich ca. 40000 mit Radar vermessene und mehr als 500000 Teile (Durchmesser <1 cm) in einer Umlaufbahn um unseren Planeten. Diese Schrottteilchen sind hauptsächlich  Oberstufen von alten Raketen, Teile von explodierenden Satelliten (verursacht durch alternde Akkumulatoren oder Treibstoffreste) oder Trümmer von Kollisionen. Je nach Abstand des Satelliten von der Erde können diese Teile sehr lang in einer Umlaufbahn verbleiben. Während zum Beispiel eine alte Raketenstufe in einer Höhe von 1000 km "schon" nach wenigen tausend Jahren in der Atmosphäre verglüht, wird ein alter Satellit in einem 6000-km-Orbit für die nächsten Millionen Jahre die Erde umrunden. Die Grazer SLR-Station hat auf diesem Gebiet eine internationale Vorreiterstellung eingenommen und beschäftigt sich unter anderem mit den nachstehenden wissenschaftlichen Forschungsgebieten. Bei der multistatischen Distanzmessung zu Weltraumschrott sendet die Grazer SLR-Station mit einem 20-Watt-Laser Photonen zu Weltraumschrott. Das ausgesendete Licht wird an diesem Laser diffus reflektiert und über Mitteleuropa verteilt. Die reflektierten Grazer Photonen können nun von anderen Stationen empfangen werden. In einem bislang einzigartigen Experiment sendete Graz mit einem grünen Laser und Wettzell in Deutschland mit einem infraroten Laser zugleich Photonen aus. Die von Graz ausgesendeten Photonen wurden von Graz und Wettzell empfangen, die von Wettzell ausgesendeten Photonen von Wettzell, Graz und Stuttgart. Die Datenanalyse von solchen gemeinsamen (multistatischen) Experimenten ergab eine signifikante Steigerung der Genauigkeit der Orbitvorhersagen von Weltraumschrott. Bei Stare & Chase beobachtet ("stare") ein einfaches und kostengünstiges Kamerasystem mit einem Gesichtsfeld von ca. 10° einen beliebigen Ausschnitt des Nachthimmels. Dabei werden Sterne bis zur 9. Größenordnung dargestellt. Aus dem Sternenhintergrund wird die Richtung der Kamera in Himmelskoordinaten berechnet. Sobald sich ein von der Sonne beleuchteter Weltraumschrott durch das Gesichtsfeld der Kamera bewegt, wird dieser automatisch detektiert und seine Himmelskoordinaten werden bestimmt. Nur aus diesen Richtungsinformationen des Satelliten wird – ohne vorab vorhandenen Orbitvorhersagen – ein Orbit berechnet und damit direkt eine laserbasierte Distanzmessungen gestartet ("chase"). Der gesamte Prozess von der erstmaligen optischen Erfassung bis zur erfolgreichen Entfernungsmessung kann innerhalb weniger Minuten erfolgen. Für die Bestimmung der Umdrehungsdauer und Drehachse von Weltraumschrott werden Lasermessungen und Lichtkurven miteinander kombiniert. Bei bekannter Geometrie der Retroreflektoren am Satelliten lassen sich aus den Laserdistanzmessungen genaue Informationen zu Spin und Drehachse ermitteln. Der Umweltsatellit Envisat besitzt beispielsweise eine Pyramide mit insgesamt 8 Retroreflektoren. Durch die Rotation des Satelliten nähern und entfernen sich die einzelnen Reflektoren periodisch. Aus diesen Entfernungsvariationen kann man Rückschlüsse auf die Orientierung und Umdrehungsdauer ziehen. Simultan zur Laserdistanzmessung im grünen Bereich des Spektrums wird das vom Satellit reflektierte Sonnenlicht genützt, um sogenannte Lichtkurven aufzunehmen. Diese spiegeln den Helligkeitsverlauf des Satelliten in Abhängigkeit von einer vollständigen Umdrehung (Phase) um die eigene Achse wider. Man kann dabei deutlich die Reflexionen von unterschiedlichen Teilen des Satelliten wie z.B. der Solarpaneele oder des zentralen Korpus erkennen.  
Die vermessenen Satelliten und Objekte können in vier große Gruppen eingeteilt werden: Passive/geodätische Satelliten Satelliten im nahen Erdorbit Navigationssatelliten Weltraumschrott Passive/geodätische Satelliten sind kugelförmig und ihre Bahn um die Erde wird primär von der Gravitation der Erde und nur wenig von anderen äußeren Kräften beeinflusst. Eine meist große Anzahl an Retroreflektoren liefert ein eindeutig identifizierbares Antwortsignal für diese Entfernungsmessungen. Die Entfernungen reichen dabei von ca. 800 km bis 20.000 km. Der Haupteinsatzbereich für solche Satelliten sind hochpräzise Erdschwerefeldmessungen. Forschungssatelliten im nahen Erdorbit befinden sich in Entfernungen von ca. 450-1.350 km. Ihr Einsatzbereich ist vielschichtig und reicht von der Berechnung von Eismassenvolumen über hochauflösende Radarbilder bis hin Messungen der Meeresströmungen. Wesentlich für diese Satelliten ist die genaue Vermessung ihres Orbits, wie sie durch Lasermessungen erfolgen kann. Neben den bekannten amerikanischen und europäischen Satellitensystemen (GPS und Galileo) besitzen auch China, Russland und Indien eigene Navigationssatelliten. Die Entfernungen zur Erde variieren zwischen 20.000 und 36.000 km, bei Massen zwischen 600 und 1.400 kg. Sie dienen unter anderem der genauen Positionsbestimmung und Navigation auf der Erde.  
Diplomarbeiten & Dissertationen  
Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis Doctoral Thesis Doctoral Thesis Diploma Thesis Diploma Thesis  
Space between planets, stars, and galaxies is commonly filled with plasma with its temperature and density, respectively, high and small enough to neglect Coulomb collisions. Recent in-situ and remote observations have also revealed the existence of space dust in our solar system. The behavior of these space plasma and dust is rather complex and affected by many factors such as the electromagnetic forces, multi-scale waves and instabilities, the charge state and orbital distribution of dust. Mathematical, analytical and numerical modeling and simulations are useful to effectively handle these factors and systematically understand such complex behavior of plasma and dust over a wide range of parameters. Based on various methods of modeling and simulations, members of space plasma physics group are actively working on various research targets in space near the Earth, in the vicinity of other planets, comets and asteroids, near the solar surface, in the solar corona, and in the solar wind. In particular, recent advances in computer resources and numerical techniques enable us to handle large-scale plasma kinetic and magnetohydrodynamic (MHD) simulations of various fundamental plasma phenomena such as magnetic reconnection and plasma turbulence covering a broad range of spatiotemporal scales that cannot be handled only from observations. Working with these simulations lead to a constant development of new mathematical methods and models that are of interest also for other research fields in space science. Comparison between these state-of-the-art modeling/simulations and observations also enable to obtain quantitative understanding of the multi-scale physics of these space plasma and dust phenomena.  
ULF-Wellen (Ultra-Low Frequency, ULF) haben eine Periode zwischen etwa 1 und 1000 Sekunden. Sie werden mit Magnetometern sowohl auf der Erde als auch im Weltraum gemessen. Man findet sie nicht nur im erdnahen Weltraum, sondern auch um andere Planeten und im interplanetaren Raum. Die ULF-Wellenforschung begann 1859, als B. Steward am Kew Observatory einen magnetischen Sturm beobachtete. In den frühen Jahren konnten ULF-Wellen nur mit Bodenmagnetometern gemessen werden. So ließ sich zwar die Quelle dieser globalen magnetischen Oszillationen nicht herausfinden, aber man konnte sie katalogisieren. Man fand heraus, dass manche quasi-sinusoidal und kontinuierlich waren (continuous Pulsations, Pc), während andere unregelmäßige Frequenzen hatten und irreguläre Pulsationen (irregular Pulsations, Pi) genannt wurden. Diese Wellen sind stehende oder fortschreitende Oszillationen des (Erd)Magnetfeldes. Auf den geschlossenen Dipolfeldlinien können sich (harmonische) stehende Wellen bilden, ähnlich den Oszillationen einer Geigensaite. Diese Wellen werden Feldlinienresonanzen genannt, die in die Kategorie Pc-5 fallen. Ihre Frequenz kann z.B. für die Abschätzung der Ionenmassedichte am magnetischen Äquator verwendet werden. Im Weltraumzeitalter wurden in-situ Messungen gemacht, mit denen die Quelle und/oder Eigenschaften der Wellen bestimmt werden konnten. Man erkannte aber schon in den späten 1970er Jahren, dass man mehrere Satelliten benötigt, um vernünftige Messungen zu machen. Deshalb wurden 1977 ISEE 1 und 2 gestartet. Im Magnetschweif können ULF-Wellen durch explosive Ereignisse wie magnetische Rekonnexion erzeugt werden. Durch die spezielle Geometrie des Schweifs, werden verschiedene Eigenmode wie z.B. Magnetotail Flapping erzeugt. Andererseits kann durch den schnellen Plasmafluss eine Instabilität auf der Seite des Flusskanals entstehen und die Kelvin-Helmholtz-Instabilität kann ULF-Wellen erzeugen. Solche Wellen können mit Multi-Satelliten-Missionen wie Cluster, THEMIS und MMS sehr gut erforscht werden. Mit Mehr-Punkt-Messungen lassen sich Charakteristika wie Fortpflanzungsgeschwindigkeit und räumliche und zeitliche Entwicklung dieser ULF-Wellen gut bestimmen. ULF-Wellen gibt es nicht nur in der Erdmagnetosphäre, sondern auch an anderen Orten im Sonnensystem. Leider gibt es bei diesen Beobachtungen meistens nur Daten eines einzelnen Satelliten. Venus Express hat im Orbit um die Venus Ion-Zyklotron-Wellen (Pc-5) gemessen. Obwohl die Venus kein eigenes Magnetfeld hat, können diese Wellen im Sonnenwind rund um den Planeten erzeugt werden, indem Ionen durch Ionisierung von neutralen Teilchen aus der erweiterten Exosphäre kreiert werden. Ein spezieller Fall war die Beobachtung des singenden Komets. Rosetta hat Wellen mit einer Frequenz zwischen 40 und 100 mHz rund um den Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko gemessen. Diese Wellen wurden durch ein bislang unbeobachtetes Phänomen erzeugt. Weil der Gyroradius der neu kreierten Ionen sehr groß war, wurden die Magnetfeldlinien rund um den Kometen wie die Saiten einer Geige zum Schwingen gebracht. Während der Landung von Philae, auch mit einem Magnetometer ausgestattet, gab es für kurze Zeit 2-Punkt-Messungen. Die ESA-Mission zum Merkur, BepiColombo, wird die hermetische Magnetosphäre untersuchen, die sehr dynamisch ist. Frühere Missionen haben gezeigt, dass es bei Merkur starke ULF-Wellenaktivität durch Rekonnexion gibt, aber auch Zyklotronwellen durch die Erzeugung von Ionen im Sonnenwind. Hier werden die beiden Raumsonden MMO und MPO 2-Punkt-Messungen der Magnetosphäre machen. Die zukünftige Jupiter-Raumsonde der ESA, JUICE, wird ULF-Wellen in Jupiters riesiger Magnetosphäre erforschen. Am Ende der Mission wird JUICE in eine Umlaufbahn um Ganymed gebracht und dessen kleine Magnetosphäre untersuchen, von der man weiß, dass es Feldlinienresonanzen gibt.  
Turbulence results from multi-scale nonlinear interactions and from instabilities of large-scale fluid motions involving many degrees of freedom. Collisionless space plasmas such as the solar wind or plasmas in planetary environments are in a turbulent non-equilibrium state, characterized by strong fluctuations of field and plasma parameters over multiple scales.  The fluctuations are present from the largest energy injection scales through  magnetohydrodynamic or fluid scales, where friction forces are negligible, to the smallest dissipation scales where the available energy is converted to heat. In the absence of collisions physical processes become increasingly more complex near the ion/electron kinetic scales. Near and over the kinetic scales the energy transfer/exchange between the electromagnetic fields, plasma motions and particles is possible via various channels of dynamics. Physical constraints in plasma turbulence lead to the generation of coherent intermittent structures such as (reconnecting) current sheets, vortices, discontinuities or flux tubes. Although plasma turbulence is considered to be highly nonlinear, it is often hypothesized that linear physics remains important for the turbulence dynamics and the system may retain some properties of linear wave modes. However, over the kinetic scales the waves become dispersive and dissipative also exhibiting anisotropies with respect to the mean magnetic field. Particularly interesting questions which has to be addressed in near ion or sub-ion scale space plasma turbulence are: (a) What kind of wave modes (co-)exist under different plasma conditions? (b) What kinds of intermittent spatial structures do the turbulent motions and fields exhibit? At IWF both theoretical and experimental studies dedicated to space plasma turbulence are carried out. The space missions targeted in these studies are the multi-spacecraft Cluster and MMS missions and inner heliospheric missions such as Solar Orbiter and BepiColombo. Multi-point and single-point wave analysis methods are developed to distinguish between linear wave modes in sub-ion scale compressive or incompressive turbulence such as kinetic slow waves, kinetic Alfven waves or ion-Bernstein magnetosonic waves. In this effort the high resolution electron density obtained and calibrated from the spacecraft potential was very useful. Multi-point Cluster and MMS data are useful to  observe current sheets and understand better energy conversion at kinetic scales in the magnetosheath. Reconnecting small-scale current sheets in turbulent magnetosheath are associated with whistler emissions and lower-hybrid drift waves. The coherent structures can be responsible for turbulence intermittency, however, using the techniques proposed by the group members, it was also shown that the presence of wave activity can potentially reduce intermittency at sub-ion scales. Theoretical investigations help us to understand the observed scalings on spatial scales smaller than the ion inertial length. Hall turbulence appears to be the likely candidate to explain the steepening of the magnetic energy spectra. Analytical calculations based on the linear Vlasov theory allowed to derive the dielectric tensor of plasma containing various fluid picture processes in the lowest order. It is expected that the predicted transport ratios offer a diagnostic tool to study and identify the kinetic Alfven mode in the inner heliosphere for Solar Orbiter data.          Cluster and MMS missions and inner heliospheric missions such as Solar Orbiter and BepiColombo. Multi-point and single-point wave analysis methods are developed to distinguish between linear wave modes in sub-ion scale compressive or incompressive turbulence such as kinetic slow waves, kinetic Alfven waves or ion-Bernstein magnetosonic waves. In this effort the high resolution electron density obtained and calibrated from the spacecraft potential was very useful. Multi-point Cluster and MMS data are useful to  observe current sheets and understand better energy conversion at kinetic scales in the magnetosheath. Reconnecting small-scale current sheets in turbulent magnetosheath are associated with whistler emissions and lower-hybrid drift waves. The coherent structures can be responsible for turbulence intermittency, however, using the techniques proposed by the group members, it was also shown that the presence of wave activity can potentially reduce intermittency at sub-ion scales. Theoretical investigations help us to understand the observed scalings on spatial scales smaller than the ion inertial length. Hall turbulence appears to be the likely candidate to explain the steepening of the magnetic energy spectra. Analytical calculations based on the linear Vlasov theory allowed to derive the dielectric tensor of plasma containing various fluid picture processes in the lowest order. It is expected that the predicted transport ratios offer a diagnostic tool to study and identify the kinetic Alfven mode in the inner heliosphere for Solar Orbiter data.  
Magnetische Rekonnexion  
Einer der wichtigsten Energieumwandlungsprozesse in der Weltraumplasmaphysik ist die sogenannte magnetische Rekonnexion. Dabei ändert sich die Topologie des Magnetfeldes abrupt in einem räumlich begrenzten Bereich. Dies führt zu einer Beschleunigung und Erwärmung der geladenen Teilchen in der Umgebung, wodurch magnetische in kinetische Energie umgewandelt wird. Es ist besonders wichtig dieses Phänomen besser zu verstehen, da dieser lokale Prozess Plasmatransporte auf globaler Ebene antreiben und spontan große Energiemengen freisetzen kann. Der Weltraum stellt ein natürliches Plasmalabor dar und ist daher optimal geeignet um physikalische Phänomene wie die magnetische Rekonnexion anhand von Satellitenmessungen zu untersuchen. Während ein Satellit das Plasma und Magnetfeld lokal messen kann, kann man mit Hilfe von Simultanmessungen mehrerer Satelliten zeitliche und räumliche Variationen in den Messdaten voneinander trennen. Damit wird es möglich, den komplexen Energieumwandlungsprozess der magnetischen Rekonnexion im Detail zu untersuchen und besser zu verstehen. Die Forschungsgruppe "Weltraumplasmaphysik" arbeitet aktiv an der Datenanalyse von Multi-Satellitenmissionen wie  Cluster, THEMIS und MMS und vergleicht deren Messergebnisse mit fortschrittlichen Computersimulationen, um die magnetische Rekonnexion von der kleinskaligen Teilchenphysik bis hin zu deren großräumigen Auswirkungen im erdnahen Weltraum genauer zu erforschen.  
In diesem Forschungsbereich charakterisieren und untersuchen wir Prozesse, die elektrische Felder und Ströme in den elektrisch leitenden Schichten der Ionosphäre erzeugen. Diese Felder und Stöme interagieren in höheren Lagen mit der Magnetosphäre und in niedrigeren Lagen mit der Atmosphäre. Dieser Atmosphärenbereich kann aufgrund der Beziehung zum erdnahen Weltraum über die Magnetosphäre und die Lithosphäre der Erde als Schlüsselregion angesehen werden. Am IWF verwenden wir zwei Ansätze, welche die Fernerkundung von Plasma in den ionosphärischen Schichten ermöglichen. Der eine basiert auf der Modellierung von Stömungen im Ionosphären-Dynamo, der andere auf der Anwendung von Funkwellenausbreitungen. Die Kombination beider Methoden ermöglicht es uns, unsere Modelle zu optimieren und beobachtete Werte mit den berechneten elektrischen Feldern und magnetischen Variationen zu vergleichen. Die Atmosphäre, Ionosphäre und Magnetosphäre stehen miteinander in Verbindung, wobei die Einflüsse der Sonnenaktivität auf magnetische, Plasma- und neutrale Komponenten der Erdumgebung untersucht werden. Die Modellierung der physikalischen Parameter der Ionosphäre wird dabei mit den beobachteten magnetischen Bodenstörungen auf Übereinstimmungen verglichen. Die Abbildung (zum Vergrößern klicken) zeigt eine schematische Darstellung der Untersuchungen des Ionosphären-Dynamos auf der Grundlage von: (a) Gesammelten Beobachtungen, die von Raumfahrzeugen (CSES, DEMETER, SWARM und WIND) und bodengestützten ULF- und VLF/LF-Stationen (INFREP, INTERMAGNET) aufgezeichnet wurden, (b) der Verwendung von Magnetfeldmodellen und Leitfähigkeiten als Eingabeparameter für die dynamische Simulation der Ionosphäre und (c) der Kombination vom berechneten elektrischen Feld und magnetischen Variationen mit solaren und geomagnetischen Aktivitätsindizes, die aus Weltraum- und Bodenbeobachtungen abgeleitet wurden. Kürzlich haben wir die Ausbreitung seismogener elektrischer Ströme durch die Erdatmosphäre analysiert, wobei solche Ströme mit der Erdbebenzone in der Lithosphäre verbunden sind. Auch subionosphärische VLF/LF-Sendersignale werden verwendet, um die Dynamik der D- und E-Schichten in der Ionosphäre unter dem Einfluss der solaren und geomagnetischen Aktivitäten hervorzuheben. Die Ausbreitung elektomagnetischer VLF/LF-Wellen lässt uns auf das Funkspektrum zwischen dem Boden und der unteren Ionosphäre schließen.