1161 Treffer:
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.
 
Two spacecraft flew to Venus  
Last year in October and December BepiColombo (BC) and Solar Orbiter (SO) had a Venus flyby as a gravity assist manoeuvre to get at their final target (BC) or final orbit (SO).  
Referierte Artikel: 2001-2019  
2019 2018 2017 2016 2015 2014 2013 2012 2011 2010 2009 2008 2007 2006 2005 2004 2003 2002 2001    
Weltraumplasmaphysik  
Leitung: Rumi Nakamura  
Luis Federico Preisser Renteria  
Dr. Luis Federico Preisser Renteria Scientist T +43 (316) 4120 - 633 Luis.Preisser(at)oeaw.ac.at Room 2.a.5  
Weltraumplasmaphysik  
Leitung Team Maike Bauer, BSc MSc Student T +43 (316) 4120 - 663 Maike.Bauer(at)oeaw.ac.at Room 2.a.2  
Gesamtliste  
Das Team  
Publications  
a) Peer-reviewed First author Dust of comet 67P/Churyumov-807 Gerasimenko collected by Rosetta/MIDAS: Classification and extension to the nanometer scale T. Mannel, M.S. Bentley, P.D. Boakes, H. Jeszenszky, P. Ehrenfreund, C. Engrand, C. Koeberl, A.C. 806 Levasseur-Regourd, J. Romstedt, R. Schmied, K. Torkar, I. Weber, Astron. Astrophys, 630, A26, 2019. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834851   Fractal cometary dust - a window into the early Solar system T. Mannel, M. S. Bentley, R. Schmied, H. Jeszenszky, A. C. Levasseur–Regourd, J. Romstedt, and K. Torkar, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 462, 2016 https://doi.org/10.1093/mnras/stw2898   Aggregate dust particles at comet 67P/Churyumov–Gerasimenko M. S. Bentley, R. Schmied, T. Mannel, K. Torkar, H. Jeszenszky, et al., Nature, vol. 537, 2016. https://doi.org/10.1038/nature19091   MIDAS: Lessons learned from the first spaceborne atomic force microscope M. S. Bentley , H. Arends, B. Butler, J. Gavira, H. Jeszenszky, T. Mannel, J. Romstedt, R. Schmied, K. Torkar, Acta Astronautica, vol. 125, 2016. https://doi.org/10.1016/j.actaastro.2016.01.012 Co-authored 67P/Churyumov–Gerasimenko’s dust activity from pre- to post-perihelion as detected by Rosetta/GIADA A. Longobardo, V. Della Corte, A. Rotundi, M. Fulle, G. Rinaldi, M. Formisano, V. Zakharov, S. Ivanovski, T. Mannel, M. Ciarniello, L. Inno, M. Rubin, E. Palomba, H. Cottin, F. Dirri, P. Palumbo, C. Güttler, S. Merouane, C. Tubiana, B. Pestoni, Z. Dionnet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 496, 2020. https://doi.org/10.1093/mnras/staa1464   Synthesis of the morphological description of cometary dust at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko Güttler, C., T. Mannel, A. Rotundi, S. Merouane, M. Fulle, D. Bockelée-Morvan, J. Lasue, A.C. Levasseur-Regourd, J. Blum, G. Naletto, H. Sierks, M. Hilchenbach, C. Tubiana, F. Capaccioni, J.A. Paquette, A. Flandes, F. Moreno, J. Agarwal, D. Bodewits, I. Bertini, G.P. Tozzi, K. Hornung, Y. Langevin, H. Krüger, A. Longobardo, V. Della Corte, I. Tóth, G. Filacchione, S.L. Ivanovski, S. Mottola, G. Rinaldi, Astron. Astrophys, 630, A24, 2019. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834751   Flattened loose particles from numerical simulations compared to particles collected by Rosetta Lasue, J., I. Maroger, R. Botet, Ph. Garnier, S. Merouane, Th. Mannel, A.C. Levasseur-Regourd, M.S. Bentley, Astron. Astrophys, 630, A28, 2019. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834766   Cometary Dust Anny-Chantal 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, A. Westphal, Space Science Reviews, vol. 214,2018. https://doi.org/10.1007/s11214-018-0496-3.   Evidence for the formation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko through gravitational collapse of a bound clump of pebbles J. Blum, B. Gundlach, M. Krause, M. Fulle, A. Johansen, J. Agarwal, I. von Borstel, X. Shi, X. Hu, M.S. Bentley, F. Capaccioni, L. Colangeli, V. Della Corte, N. Fougere, S.F. Green, S. Ivanovski, T. Mannel, S. Merouane, A. Migliorini, A. Rotundi, R. Schmied, C. Snodgrass, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 469. https://doi.org/10.1093/mnras/stx2741   Rosetta photoelectron emission and solar ultraviolet flux at comet 67P Fredrik L. Johansson, E. Odelstad, J. J. P. Paulsson, S. S. Harang, A. I. Eriksson, T. Mannel, E. Vigren, N. J. T. Edberg, W. J. Miloch, C. Simon Wedlund, E. Thiemann, F. Eparvier, and L. Andersson, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 469, stx2369, 2017 https://doi.org/10.1093/mnras/stx2369   The footprint of cometary dust analogs: I. Laboratory experiments of low-velocity impacts and comparison with Rosetta data L. 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, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 469, stx1257, 2017. https://doi.org/10.1093/mnras/stx1257 Others Dissertation: T. Mannel, Cometary dust at the micrometre scale. Results of MIDAS, the atomic force microscope aboard the comet orbiter Rosetta. University of Graz, Austria. Evaluated by Priv. lect. Dr. N. I. Kömle and Prof. Dr. J. Blum. 09/2018. https://unipub.uni-graz.at/obvugrhs/content/titleinfo/2786904   Newspaper article: Kometenstaub unter der Lupe, T. Mannel, M. S. Bentley, and R. Schmied, Sterne und Weltraum 03/2017, Spektrum der Wissenschaft, 03/2017. https://www.spektrum.de/magazin/kometenstaub-unter-der-lupe/1436530  
Das Team  
Institutsleitung Exoplaneten Planetare Atmosphären Weltraumplasmaphysik Bordcomputer Weltraummagnetometer Satellite Laser Ranging  
First results from Solar Orbiter and Bepi Colombo on solar coronal mass ejections  
Launched in February 2020, the magnetometer on Solar Orbiter has started taking data in April 2020 and immediately observed a stealth coronal mass ejection in situ on 19 April 2020, at 0.8 AU and only 4° away from the Sun-Earth line. In situ measurements by Bepi Colombo and Wind and imaging observations by STEREO-A and SOHO make this a rare triple point in situ / double point imaging event and allows to model the magnetic structure of this CME with strong constraints. The EPD particle instrument also observed the event and made mulitpoint modeling of the Forbush decrease possible.  
ULF-Wellen  
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.  
Planetare Atmosphären  
Leitung: Helmut Lammer  
Exoplaneten  
Leitung: Luca Fossati  
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  
Maxim Khodachenko  
Dr. Maxim Khodachenko Scientist T +43 (316) 4120 - 661 Maxim.Khodachenko(at)oeaw.ac.at Room E.c.4 Curriculum Vitae Publications Research Interests Extrasolar planets: Stellar-planetary interactions, habitability, search algorithms, exoplanetary magnetospheres Planetary Magnetospheric/atmospheric/surface physics: Io-Jupiter electrodynamic interaction, Mercury, Earth paleo-magnetosphere, exoplanets Solar/stellar physics: Solar/stellar activity and winds; Dynamics of solar/stellar plasma-magnetic structures; flares; prominences; CMEs; waves Radio astronomy: radiation mechanisms, data analysis Plasma physics: MHD and kinetic theories in application to astrophysical and aerospace problems Laboratory astrophysics: experimental study of space plasma processes Scientific research management: Project coordination; EU FP6, FP7, Horizon 2020; European Research Area (ERA) and Research Infrastructures Current research summary (since 2015) CAREER SUMMARY 1989-1999: Research Scientist, Institute of Applied Physics, Russian Academy of Sciences, Nizhny Novgorod, RU; (full-time) 1999-2001: Senior Research Fellow, Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Garching, DE (fellowship; full-time) 2001-2014: Postdoctoral Research Fellow, Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences, Graz, Austria (full-time) Since 2014: Research Scientist, Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences, Graz, Austria (permanent; full-time) Project FP7: IMPEx FP7: JRA3-EMDAF in Europlanet RI FP7: ETFLA in ASTRONET FWF: S11606-N16 I FWF: S11606-N16 II FWF: I2939-N27 FWF: P25640-N27 FWF: P25587-N27 FWF: P 21197-N16  
Final Report  
Final Report  
Final Report  
Final Report  
Abstract  
Investigation of exoplanetary magnetic fields and their role in evolution of planetary systems is closely connected with study of the whole complex of stellar-planetary interactions, including the stellar radiation and plasma flow impacts, as well as gravitational interaction effects. Magnetic fields, those connected with the planetary intrinsic magnetism, and fields associated with the electric current systems induced in the surrounding plasma, form the planetary magnetosphere. Magnetosphere acts as an obstacle, which interacts with the stellar wind and protects the planetary ionosphere and atmosphere against the direct impact of the stellar plasmas and energetic particles. The closer the planet is to the star, the stronger are these impacts, and therefore, the more important becomes magnetospheric protection of a planet. The subject of SP6 sub-project of the National Key Program “Pathways to habitability” (NFN S116) over the whole duration of the program consists in investigation of physical mechanisms which determine the structure, topology and dynamics of an exoplanetary magnetosphere with the purpose to understand its nature of and role in planetary evolution. In the next period, SP6 will continue investigation and modelling of formation and scaling of exoplanetary magnetospheres, taking into account the processes associated with the stellar radiative energy input, as well as the stellar-planetary system features, e.g., type of planet and host star, orbital location, internal and external magnetic field. This study is based on the developed during the first period of the project advanced hydrodynamic and magnetohydrodynamic models of the expanding planetary plasma wind as well as the generalized paraboloid magnetosphere model of exoplanet. Primary attention will be paid to self-consistent account of radiative heating and ionization of the upper planetary atmosphere, as well as related photo-chemistry, consequent expansion of the atmospheric material and its interaction with the planetary intrinsic magnetic field and stellar wind. The role of the discovered during the first period of the project exoplanetary magnetodisks will be further studied and quantified. Along with that, the global current system of the exoplanetary magnetosphere and related electrodynamical processes in the thin current sheets of the magnetodisk and magnetotail will be studied by the original methods based on the plasma kinetic theory. Significant accent will be made on possible observational manifestations of specific magnetospheric features, e.g., spectral effects produced by magnetodisk related “dead-“ and “wind-“ zones; quasi-periodic dynamic regimes of magnetodisk formation, associated particle acceleration processes and electromagnetic emissions. Implication of the modelling concepts, developed during the first period for the giant exoplanets, to the planets of smaller mass and potential habitats (e.g. Hot Neptunes, super-Earths and Earths) is planned.  
Home  
Magnetospheric electrodynamics of exoplanets Principal Investigator Dr. Maxim 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 07.05.2018 Project duration Start: 01.07.2018   End: 30.06.2021 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100%  
Home  
Magnetospheric electrodynamics of exoplanets Principal Investigator Dr. Maxim 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 07.05.2018 Project duration Start: 01.07.2018   End: 30.06.2021 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100%  
Abstract  
Investigation of exoplanetary magnetic fields and their role in evolution of planetary systems forms a new and fast developing branch. This topic is closely connected with the study of the whole complex of stellar - planetary interactions, including consideration of influences of stellar radiation and plasma flows, e.g., stellar wind, coronal mass ejections (CMEs), on the planetary environments, and, therefore, represents an important aspect of modern exoplanetology.  Magnetic fields, those connected with the planetary intrinsic magnetic dipole, as well as the magnetic fields associated with the electric current systems induced in the close planetary plasma surroundings, form the planetary magnetosphere.  Magnetosphere acts as an obstacle (magnetospheric obstacle), which interacts with the stellar wind, declining it, and protecting planetary ionosphere, upper atmosphere against the direct impact of stellar plasmas and energetic particles (e.g., cosmic rays). The stellar X-ray/EUV (XUV) radiation and the stellar wind result in ionization, heating, chemical modification, and slow erosion of the planetary upper atmospheres throughout their lifetime. The closer the planet is to the star, the more efficient are these processes, and therefore, the more important becomes the magnetospheric protection of a planet.     The major goal of SP6 sub-project of the National Key Program “Pathways to habitability” (NFN S116) consists in the investigation of key factors and physical mechanisms which determine the structure, topology and dynamics of an exoplanetary magnetosphere. A set of modelling approaches and concepts will be developed within SP06 and offered to the NFN participants, as well as to the broad scientific community for further applications in the study of planetary magnetospheric protection and interaction of planetary ionospheric/atmospheric environments with the stellar winds. In course of the development of a general model of an exoplanetary magnetosphere the specifics of an exoplanetary conditions, such as intensive escape of the planetary atmospheric material heated and ionized by the stellar X-ray/EUV (XUV) radiation and formation of an equatorial current-carrying plasma disk will be consequently taken into account.  Altogether, the work within SP06 will be based on the knowledge regarding the stellar (including the Sun analogue stars) activity, radiation and wind conditions delivered by the subprojects SP04 and SP05. The resulting exoplanetary magnetosphere models will be used in the SP07 for the modelling of exoplanetary ENA coronas and related observational implications for the diagnostics of stellar winds and planetary magnetic dynamos.  
Final Report  
Brief project report 1.     Report on research work 1.1    Information on the development of the research project     Overall scientific concept and goals: In accordance with the initially elaborated work program, the project aimed at investigation of the fundamental properties of flows with the various spatiotemporal scales in the solar atmosphere and the instability processes related to them. All these tasks have been approached from the perspective of the formation of the background flows and their role in the mentioned dynamical processes taking into account effects of plasma partial ionization. The context was based on three research pillars announced in the initial work program and supported by the observational results: (i) heat production in the lower atmosphere originating from electric currents dissipation due to ion neutral collisions, (ii) partial ionization in flow instabilities of complex magnetic and dynamic objects (bright points, jets, spicules etc.) and (iii) estimation of the effects of background flows in instabilities of coronal magnetic structures. The investigations comprised both observational and modeling efforts. (i) The observational data analysis included the long-term campaign of the data processing, image pattern recognition, parameter measurement and recording efforts related to SDO and solar decametre radio observational data. These efforts allowed a systematic identification of the small and large-scale flow patterns and understanding relevance of the effects of the partial ionization in those processes. The results achieved during the observational studies led to a number of published and ongoing observational papers (Bagashvil. 2017a,b, Philishvili et al. 2017a,b, Dumbadze et al. 2017a,b, Tsinamdzgvrishvili et al. 2017). All these works concern the observational study of small scale flows in flaring magnetic loops, coronal bright points, and jets (the precursors of jets discovered), as well as oscillations of active regions, statistical distribution and dynamics of the coronal holes. Additionally, the spectroscopic study of the spicule oscillations (Khutsishvili et al. 2017, Khutsishvili et al. 2014) and the chromospheric jets dynamics (Kuridze et al. 2017) was made. Other investigations (Gurgenashvili et al. 2016, Mghebrishvili et al 2015, Vashalomidze et al 2015) were related to the Rieger type periodicities of the solar activity, coronal tornado dynamics, and coronal rains. Moreover, the solar radio observations were analysed in collaboration with Institute of Radio Astrophysics, Kharkov, Ukraine (Dididze et al. 2017, Melnik et al. 2014, Plyaev et al. 2017).   (ii) The theoretical/numerical modeling part consisted of a combination of analytical and numerical methodologies, with more pronounced accent taken on the theoretical derivations. The studies were performed by means of a combined mathematical framework related to the partial ionization and background flow effects. Especially we concerned on the novel polytropic 1D model of the solar wind (Shergelashvili et al. 2017a), nonmodal (nonequilibrium) model of the coronal jets and their precursors (Shergelashvili et al. 2017b), theory of periodic and aperiodic flows in the flaring loops (Shergelashvili et al. 2017c), mechanisms of excitation and spectrum formation of the active region oscillations (Shergelashvili et al. 2017d), properties of the Kelvin-Helmholtz instability in chromospheric jets (Kuridze et al. 2017)  and solar wind (Ismayli et al. 2017a,b), as well as numerical simulations of spicules (Kuzma et al. 2017) and twisted magnetic structures (Murawski et al. 2016). Most of the above mentioned studies include also the aspects of the plasma partial ionization. In addition, shear flow driven instabilities were studied with the 16-moment MHD (Uchava et al. 2014, Ismayli et al. 2017a,b). Besides of that, further theoretical study of dynamical and wave phenomena in astrophysical partially ionized plasmas has been performed in collaboration with the project international partners(Ballester et al. 2017).     Was there a change in research orientation between the start and the end of the project? If so, what form did the change take, what effect did it have on the work? The research strategy initially described in the proposal has been extended towards more extensive observational data analysis. The strategy, in that respect, is done with the motto: ‘we develop theoretical models of the phenomena that we actually observe’. With this approach we dedicated a significant part of the efforts to the observational studies of the physical phenomena of interest while revealing core fundamental processes and performing their ranking with respect to relevance. As a result, we were able to develop an appropriate framework of data for the development of the respective theoretical models in a rather straightforward manner.   1.2    Most important results and brief description of their significance (main points)     Contribution to the advancement of the field The developed approaches, analysis methods, and obtained results open a new dimension in studies of the nature of small and large-scale flow patterns in the solar atmosphere and consequent physical processes of the energy release and transport. We introduced the procedure of the observational and analytical patterning of flows. Both observational and theoretical efforts mentioned above are consistent and follow the structure of the project methodological background and sequence of particular tasks. Further, we give a detailed description of particular results achieved within the project and show a connection with methods and tasks in each case: (i) Small-scale flow patterns and related processes: There is an enormous number of small-scale flows naturally related energy transport processes that appear in the solar atmosphere. This list includes the motions at the chromospheric level (evaporation), collimated flow patterns in spicules, coronal and active region jets etc. The complimentary issue here is the role of the ion-neutral collision effects in the energetic supply of this complex plasma dynamics. In particular, the hot plasma inflows detected in coronal loops during the ascending phase of solar flare might result in appearance of the bright plasma blobs in the intensity variations which sometimes show a quasi-periodic behavior. The latter were interpreted as a certain high harmonic of a standing longitudinal oscillation driven by the flow in a thermodynamically non-equilibrium background. As another possible interpretation we propose that the observed bright blobs could be a sign of a strongly twisted coronal loop that is kink unstable (Philishvili et al. 2017a). Further, we continued the analysis of the same flare and detected 17 small-scale aperiodic flows. Their characteristic velocities and loop temperatures were determined (Philishvili et al. 2017b). This study relates with the project methodology (indicated further on as M) 3.3 and tasks (T) 1 and 3. Based on the observational evidence, we have developed a unified analytical model of the periodic and aperiodic flow patterns driven by the spontaneous external pressure gradients and hot plasma inflows in the loop anchored in the partially ionized chromosphere.  We investigate here the hypothesis, whether the dissipation of electric currents in the partially ionized plasma can be the reason for sporadic hot plasma inflows in the coronal structures. The analytical examples of the observed patterns are obtained (Shergelashvili et al. 2017a). This study relates with M 3.1; T 1,3. As a continuation of this work, we started with a numerical model of the spectrum of eigenmodes for such spuriously driven loops using the ledaflow code (M 3.2; T 1, 3). Additionally, we observationally studied the coronal rain falls (Vashalomidze et al. 2015), as another example of flows in the magnetic loops (M 3.3; T 3).     Regarding the study of coronal bright points and related jets, while focusing on triggering mechanism of jets we discovered that specific quasi-periodic variations of the mean brightening in bright points usually appear as a precursor of the jet. Therefore, we claimed that MHD wave and oscillatory processes are involved in the triggering of the coronal jets (Bagashvili et al. 2017a). Further investigation of the pattern of meridional migration and long-term dynamics of coronal bright points enabled identifying of other long period oscillations (Tsinamdzgvrishvili et al. 2017). These studies relate with M 3.3; T 1, 3. The corresponding theoretical model has been developed, that is based on the earlier theoretical works (Shergelashvili et al. 2006, 2007). The core idea is that the bright points represent hot closed magnetic loops emerged within the coronal holes, that can be driven by the flows coming from the partially ionized chromosphere and shear flows at the edge of the loop. Both these effects provide a favorable ground for the shear flow driven wave instabilities and couplings (Shergelashvili et al. 2017b). Altogether this opened an ongoing work regarding the reformulation of the developed (and tested for bright points) nonmodal and nonequilibrium framework for the case of spicules, involving both multi-fluid partially ionized plasma and also 16-moment MHD formalism (Uchava et al. 2014). These studies relate with M 3.1; T 1, 2, 3.       Along with that, combined theoretical, numerical and observational studies of the Kelvin-Helmholtz instability in chromospheric jets (Kuridze et al. 2017), according to M 3.1, 3.3; T 3, has been performed. Analytical solutions of the dispersion equation indicate that this type of jets are unstable to Kelvin–Helmholtz instability with a very short (few seconds) instability growth time. Analysis of the Hα line profiles shows that the detected structures have the increased line widths as compared to the background. The methodology for simulation of spectral lines absorption features has been further elaborated in cooperation with another project and applied for the interpretation of exoplanetary transiting spectra (Khodachenko et al. 2015, 2017, Shaikhislamov et al. 2016). The numerical simulations of spicules (Kuzma et al. 2017) reveal that the initial velocity pulse steepens to a shock that propagates upward into the corona. The chromospheric cold and dense plasma follows the shock and enters the corona with the mean speed of 20–25 km/s. We found that the effect of the non-adiabatic terms on spicule evolution is nevertheless small. Besides of that, using the spectroscopic observations we studied oscillations in spicules (Khutsishvili et al. 2017, Khutsishvili et al. 2014). Numerically obtained properties of the Kelvin–Helmholtz instability confirm the analytical predictions for the instability occurrence (Murawski et al. 2016). These group of studies relates with M 3.2; 3.3; T 2, 3. (ii) Large-scale flow patterns and related processes: The challenging question here (also one of the goals of the forthcoming Solar Orbiter mission) is how the processes close to the sun are connected with the outer profiles of the wind and CMEs. Indeed the large-scale wind flows transport the energy generated in the chromosphere and corona to the outer heliosphere. The project aim was to understand the statistical distribution of large magnetic structures on the disk and their sidereal rotation rates.  For this purpose, in-line with M 3.3 and T 3, we studied the long-term synoptic statistical distribution of the coronal holes and consequently the associated open magnetic field structures (Bagashvili et al. 2017b, Chargeishvili et al. 2017, Oghrapishvili et al. 2017). We analysed 529 type III radio bursts before, during, and after the CMEs and detected local density radial profiles. The comparison reveals the natural difference between the density profiles in a quasi-stationary solar wind and during the propagating transient CME phenomena (Dididze et al. 2017). There were also complementary works on the radio data analysis (Plyaev et al. 2017, Melnik et al. 2014). This research activity relates with M 3.3 and T 3.     Based on the considered observational facts and with regard to M 3.1 and T 3 of the project, we developed a novel 1D polytropic model of the solar wind which admits a wide class of the analytic solutions (Shergelashvili et al. 2017c). The novel solutions show good agreement with the synoptic concept of the coronal hole and streamer structures, the results of radio observations, as well as with issues linked to the effects of plasma partial ionization.     We also observed the long period (of the order of several hours) oscillation patterns of the active regions and analyzed their spectra (Dumbadze et al. 2017a,b). These oscillations can be interpreted as a process that carries the information about the solar internal magnetic field structure and used as a diagnostic tool for the latter. A dedicated model for the diagnostics of magnetic field in deep interior has been developed, that deals with the excitation and spectrum formation of the active region long period oscillation patterns (Shergelashvili et al. 2017d). Along with that, an alternative method for the magnetic field probing (Gurgenashvili et al. 2016), based on the variability of the Rieger type periodicity on the Sun has been proposed. In course of this study, the long period oscillations were considered as energy sources, pumping energy into the photospheric/chromospheric partially ionized plasmas. This work relates with M 3.1, 3.3 and T 1, 3.     Additionally, within M 3.1, 3.3 and T 3, we investigated solar tornados, that reveal the strong connection with the CME formation (Mghebrishvili et al. 2015) and addressed the theory of the Kelvin–Helmholtz instability in the solar wind with the 16-moment MHD formalism (Ismaylli et al 2016, 2017).     Breaking of new scientific/scholarly ground (i) Detection of the precursors of coronal jets. (ii) Development of the updated observationally consistent solar wind model.     Most important hypotheses / research questions developed (i) establishing of a notion system for the small/large scale flow patterns and their statistical or artificial intelligence models. (ii) introducing of the notion of the precursor of the coronal jets     Development of new methods (i) the method of mapping of SDO HMI images of active regions into elliptic shape. (ii) the method for analytic solution for the solar wind.     Relevance for other areas of science (i) Statistical models for the solar chromospheric and coronal heating due to the presence of neutrals in the magnetic structures and solar weather studies. (ii) Modelling of the dynamic atmospheres and winds on the other stars and interaction with their planetary systems. (iii) Development of the libraries of the flow patterns for the supervised machine learning and other statistical modeling with the implications to space weather studies.   1.3    Information on the execution of the project, use of available funds and (where appropriate) any changes to the original project plan relating to the following:     Duration: The project was prolonged (cost-neutral) for two months to complete papers on the obtained results.     Use of personnel Dr. Shergelashvili B. M (01.08.2014 – 30.09.2017) – the main co-worker, all tasks; Dr. Zaquarashvili T. (01.02.2017 – 30.04.2017) – contribution mainly to Task 2 and consulting support in other tasks.     Major items of equipment purchased: -- NO     Other significant deviations. -- NO 2.     Personnel development – Importance of the project for the research careers of those involved (incl. the project leader) The project provided a nice opportunity for its team members (Drs. Shergelashvili B. M, Zaqarashvili T., and Khodachenko M.L.) to intensify international research collaboration links with international partners from Ilia State University, Georgia, Ruhr University Bochum and University of Siegen (both Germany) and K.U. Leuven, Belgium. During the project time Khodachenko, M.L. successfully passed the evaluation at the Austrian Academy of Sciences and got a permanent job position there.          3.     Effects of the project beyond the scientific field     Brief comments on specific effects beyond the research field     (A)    Besides of the research work for the project, its participants took part in the RTD consortia of several European FP7/H2020 projects:     - IMPEx (http://impex-fp7.oeaw.ac.at Integrated Medium for Planetary Exploration) - SOLSPANET (http://solspanet.eu/solspanet Solar & Space Weather Network)     (B)    The investigations, performed within the project gave rise to several research directions, which will be continued (see III Attachments Sect 7.1). The results obtained allowed formulation of the material for more than one follow up projects at national and international levels. 4.     Other important aspects     Project-related participation in national & international conferences 1.    Khodachenko, M.L. Invited review lecture: “Exoplanetary Magnetic Fields and Magnetospheres: Atmosphere Mass-loss and Magnetospheric Protection” on Phys. Colloquium at the Dept of Phys., Univ. of Warwick, UK, Oct. 2014 2.    Khodachenko, M.L., Exoplanets – frontiers of modern planetology, Invited lecture series on School of Modern Astrophysics (SOMA), at Moscow Inst. Of Phys. And Techn., Dolgoprudny, Russia, June-July, 2016 3.    Shergelashvili B.M., Solar and space weather results, and challenges. Invited Presentation on Summer school on Solar and Space Physics, 25th -31st May 2015, Baku, Azerbaijan. 4.    Shergelashvili B.M., Background flow related processes on the sun. Invited Presentation on Solar Physics Conference, 2nd – 9th July 2015, Baku, Azerbaijan. 5.    Shergelashvili B.M., Solar and space weather results, and challenges. Poster presentation on ESPM-15, 4th - 9th September 2017, Budapest, Hungary. 6.    Shergelashvili B.M., Model of the solar polytrophic flow patterns.  Presentation on Our mysterious Sun: magnetic coupling between solar interior and atmosphere, 25th -29th September 2017, Tbilisi, Georgia.     Organisation of symposiums & conferences: Drs. Zaqarashvili T.V. and Shergelashvili B.M. were in organizing committees of Our mysterious Sun: magnetic coupling between solar interior and atmosphere, 25th -29th September 2017, Tbilisi, Georgia.     Other aspects: The project team members served as referees in Astron. & Astrophys.; Journal of Geophysical Research (JGR); Astrophys. Journ.; Solar Phys.; MNRAS, Physics of Plasmas. In 2017 Dr. Khodachenko M.L. served as ERC Advanced Grants remote reviewer, for the European Research Council, EC. References used in the text: Shergelashvili B.M. et al. 2007, Phys. Review E, Vol. 76, 046404 Shergelashvili B.M. et al. 2006, ApJ Letters, 642, L73 –L76 All other references are the project papers listed in attachments.  
Zusammenfassung  
Wie im Projektentwurf vorgeschlagen, wurden im Projekt Grundlagen unterschiedlicher räumlicher und zeitlicher Ströme der Sonnenatmosphäre und damit in Beziehung stehende Instabilitätsprozesse untersucht. Die Untersuchung berücksichtigte Aspekte der Wärmequellen und Wellen-Instabilität basierend auf partieller Plasma-Ionisation und MHD-Wellen-Verstärkung und Dissipation. Als zusätzlicher physikalischer Rahmen, wurden stark magnetisierte Plasmen unter 16-moment MHD untersucht. Alle Untersuchungen wurden auf der Basis von background flows und dynamischen Prozessen für die Aufrechterhaltung der Energiebilanz der Sonnenatmosphäre durchgeführt. Konkret wurde der Energietransport aus der Photosphäre, Energiefreisetzung und physikalische Mechanismen für Solarwind und flares/CMEs als zentrale fundamentale Probleme und Hauptkomponente des Projektes definiert. Die Untersuchung basierte gemäß Projektentwurf auf drei Säulen, die durch Beobachtungen bestätigt werden konnten: (i) Wärmeproduktion in der unteren Sonnenatmosphäre aus Dissipation elektrischer Ströme durch Ionen-neutrale Kollissionen, (ii) Partielle Ionisation in Strömungs-Instabilitäten von komplexen magnetischen und dynamischen Vorkommnissen (bright points, jets, spicules etc.) und (iii) Einfluß von background flows auf Instabilitäten der koronären magnetischen Struktur. Die Untersuchung beinhaltete sowohl bobachtende als auch modellierende Ansätze. (I) Die Analyse der Beobachtungsdaten inkludierte den längerfristigen Prozess der Datenverarbeitung, Bildanalyse, Parametermessung und -aufzeichung von SDO und Solar-Decameter Radio Daten. Dies erlaubte die systematische Identifikation von klein- und großräumigen Strömungsmustern sowie das Sammeln von Informationen über die zu Grunde liegenden physikalischen Mechanismen und deren Beteiligung an verschiedenen Instabilitätsprozessen. Berücksichtigt wurden die Zusammenhänge der Auswirkungen von Chromosphäre, Sonnenkorona und Sonnenwindprozessen, sowie den Vorgängen mit partieller Ionisation. Für letztere war es das Ziel, durch Beobachtung die spezifischen Beispiele  der dynamischen Prozesse, deren Topologie der räumlichen und zeitlichen Ströme und charakteristischen physikalischen Bedingungen von deren Relevanz, aufzuzeigen und diese für die folgende theoretische Modellierung bereitzustellen.  (ii) Die theoretische/numerische Modellierung erfolgte durch eine Kombination von analytischen und numerischen Methoden, mit einem Schwerpunkt auf theoretische Ableitungen. Die Studien basierten auf den beobachteten Prozessen der Energiefreisetzung und Transport durch die unterschiedlichen von uns beobachteten Flussprozesse. Mehrere analytische und numerische Modelle wurden entwickelt. Die Modelle unterstreichen das Verständnis der Strömungsmuster auf unterschiedlichen räumlichen und zeitlichen Maßstäben innerhalb eines kombinierten mathematischen Rahmens für partielle Ionisation und background flow Effekte.  
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Energy transport and release in the solar atmosphere: effects of background flow (Energietransport in der Sonnenatmosphäre: Hintergrundflüsse) Principal Investigator Dr. Maxim 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 07.05.2018 Project duration Start: 01.07.2018   End: 30.06.2021 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100%  
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Manifestations of deep convection in stellar photometry (Manifestationen von Tiefenkonvektion in stellarer Photometrie) Principal Investigator Dr. Maxim 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 07.05.2018 Project duration Start: 01.07.2018   End: 30.06.2021 Scientific field(s) 103 (Physics, Astronomy): 100%  
Final Report  
Report on research work 1.1       Information on the development of the research project Overall scientific concept and goals: This project is aimed at search and analysis of the effects of deep convection in the integral photometry of main sequence stars. The magnetic flux tubes, which form the observable solar active regions, have to traverse the entire convection zone before they reach the photosphere. According to the predictions of numerical modelling of this process as well as our solar studies (Arkhypov et al. 2011, 2012, 2013 and references therein), the large-scale convection cells above the tachocline could be imprinted in the surface magnetic field and affect the global distribution of active regions. The project included the analysis of stellar light curves and extraction from that of hidden information about the structure and dynamics of the surface activity pattern (i.e., starspots and faculae) of stars, as well as the interpretation and application of the obtained data. For this purpose, a set of most suitable for the analysis light curves of main sequence stars with the rotational periods 0.5<P<30 days, effective temperatures 3227<Teff<7171 K and clear starspot variability has been selected from the data archive of the orbital observatory Kepler.   Was there a change in research orientation between the start and the end of the project? If so, what form did the change take, what effect did it have on the work? In addition to the originally planned work, the project scope has been expanded to analyze a larger data set (1998 stars were studied instead of “a few hundreds” foreseen). That enabled investigation of several additional related topics, such as the starspot diagnostics; diffusivity of magnetic elements in stellar photosheres; short-period activity cycles; and X-ray / EUV emissions of stars.   1.2       Most important results and brief description of their significance (main points) Contribution to the advancement of the field The developed approaches, analysis methods and obtained results open a new way to study the stellar interior plasma motion, inaccessible yet for asteroseismology. In particular, the manifestation of turbulence is discovered at global scales (i.e., azimuthal numbers m=1,2 and 3). This super-large scale turbulence is an attribute of deep convection, because the known typical sub-photosheric convective cells (granules to supergranules) are much smaller (m>100) in accordance with a local height scale (Arkhypov et al. 2011, 2012, 2013, 2015a,b). The G-dwarfs KIC 7765135, 7985370 and 8429280 were studied in details to obtain the power spectra Wm of longitudinal distribution of their surface activity, corrected for integral photometry distortion (according to the method developed in sub-task 1a). The predicted quasi-Kolmogorov’s scaling Wm ∝ m -5/3±0.1 was found for the azimuthal numbers 1≤m≤3 (Arkhypov et al. 2016).          Another prediction of the Kolmogorov’s theory of turbulence, confirmed by the project study, is the scaling index of the “size-lifetime” relation: b12≡[log(t2)-log(t1)]/[log(2)-log(1)]=-2/3, where t1 and t2 are the variability timescales of the most reliable first (m=1) and second (m=2) rotational harmonics of a light curve, respectively.  The b12-histograms, constructed for hundreds of stars with different rotation periods all have maxima at the predicted value b12=-2/3 (Fig. 8a, 13a,b in Arkhypov et al. 2016; Fig. 3 in Arkhypov et al. 2017b). Since the index b12 describes only the global (m=1 and 2) turbulence, it confirms the manifestation of deep-convection in the starspot emergences (Arkhypov et al. 2016, 2017a).          The aforementioned results show an evidence of a super-large scale turbulent cascade in the stellar convection zone consistent with the prediction of turbulence theory. Such cascade originates from the global (m=1) turbulent vortices decaying into smaller and smaller sub-vortices. It has been found that the extrapolation of this cascade to the scale of laminar convection transforms the time scales t1 and t2 of harmonics into the laminar  timescales tlam1≈tlam2, which, as shown in Fig. 5 in Arkhypov et al. 2017b , appear as a proxy of the turnover time tMLT of the standard mixing length theory (MLT) (Arkhypov et al. 2015a, 2016, 2017b). This successful theory is based on the hypothesis of identity of all convection cells, which formally correspond to the laminar convection, and the discovered timescale proximity tlam1≈tlam2≈tMLT can be interpreted as an indirect detection of gigantic convection cells. The presence of the giant laminar convection in the Sun with a certain scale, decaying in a turbulent cascade, was confirmed also with our methods (Arkhypov et al. 2012, 2013). With the measured timescales tlam1 and tlam2 instead of the turnover time tMLT, one can obtain the classical relations between stellar activity level and the Rossby number P/tMLT (Arkhypov et al. 2016).          The project study additionally opens the new perspectives for the investigation of starspots. It has been shown that the parameter b12 allows distinguishing between various mechanisms of the starspot variability. In particular, b12=-2/3 indicates the presence of deep convection (for the stars with moderate magnetism, when the typical starspot lifetime is shorter than the deep-convection timescale), whereas b12=-2 and b12<-2.3 appear a signature of the dominating diffusional or sub-diffusional decay of starspots, respectively (for the highly magnetized stars, when the long lifetime of starspots smooths and masks the modulation of the starspot dynamics caused by deep convection). The case of b12»-1 corresponds formally to a hypothetical (unconfirmed in our study) erosion of activity complexes by the stellar differential rotation. As a result of undertaken study, a diagnostic diagram (Fig. 1 in Arkhypov et al. 2017a) has been constructed, which indicates the regions of dominance of abovementioned mechanisms in the stellar P-Teff parameters frame. Using the b12-based approach, the diffusivity of the magnetic elements in stellar photosphere has been estimated (see Eq.(22) and Fig. 14 in Arkhypov et al. 2016) for the unprecedentedly broad interval of stellar effective temperatures from 3300 to 6600 K. Note, that hitherto the spot decay and the deep-convection effect (unknown before) were undistinguished in the starspot literature.          The study of the short-period (<1000 days) activity cycles in 462 stars (Arkhypov et al. 2015b) appears an important achievement of the project. Hitherto such Rieger-like periodicities were found only in dozens of Kepler’s stars. As a result, we have found the unknown so far continuation of the inactive stars branch in the Saar-Brandenburg diagram (Saar & Brandenburg 1999), as shown in Fig. 16 in Arkhypov et al. 2015b, and the manifestation of a-quenching effect in the short-period activity cycle periods Pcyc (Arkhypov et al. 2015b).          The average level of stellar activity has been studied with a proposed new activity index A12, which is the squared amplitude of the first (or fundamental, m=1) rotational harmonic of a light curve. The advantage of this index consists in its statistical proportionality to the starspot number (confirmed for the Sun) and suitability to the Kepler data. It has been shown, that the index A12 might be used as a proxy of the ratio RX between the stellar X-ray and the bolometric LX luminosities (Arkhypov et al. 2016, 2017c). As a result, the regression LX(P,Teff) was obtained to predict the average LX for the stars which have X-ray fluxes below the sensitivity thresholds of orbital observatories.     Breaking of new scientific / scholarly ground In summary, the project breaks the common belief on completely turbulent convection zones with unobservable at photosphere largest (i.e., deepest) convective motions. Our results rather support the classical MLT idea on the significance of standardized (laminar) convective cells at the bottom of the convection zone.   Most important hypotheses / research questions developed This project raises a question on laminar component in turbulent convection zones of stars. This seems a new experimental input in a theory of magnetic dynamo which influences the whole range of the stellar activity phenomena including the starspot global dynamics, activity cycles; and X-ray / EUV emissions of stars.    Development of new methods An original method for processing and analysis of stellar light curves was developed to investigate the timescale of stochastic variations of the longitudinal distribution of starspots (Arkhypov et al. 2015a). In fact, this approach is a set of methodologic routines ranging from data pre-processing and preparing of the analyzed light-curves up to the calculation of variability timescales t1 and t2 of the most reliable first and second rotational harmonics, respectively, and their following up study. The new histogram and spectral-autocorrelation methods were developed for the estimating of periods Pcyc of short cycles of stellar activity, which usually are non-dominating in activity power spectrum on the background of long-period cycles. Each methodology was tested, modernized and fine-tuned. The developed algorithms and theirs modifications (Arkhypov et al. 2015b, 2016, 2017abc) can be used in future automatized surveys of stellar activity and deep mixing. Arkhypov, O.V., Antonov, O.V., & Khodachenko, M.L. 2011, SoPh, 270, 1-8 Arkhypov, O.V., Antonov, O.V., & Khodachenko, M.L. 2012, SoPh, 278, 285 Arkhypov, O. V., Antonov, O. V., & Khodachenko, M. L. 2013, SoPh, 282, 39 Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., Güdel, M., et al., 2015a, A&A, 576, A67 Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., Güdel, M., et al., 2015b, ApJ, 807, 109 Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., Güdel, M., et al., 2016, ApJ, 826, 35 Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., Güdel, M., et al., 2017a, MNRAS, accepted Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., Güdel, M., et al., 2017b, A&A, submitted Arkhypov, O. V., Khodachenko, M. L., et al., 2017c, MNRAS in preparation Saar, S. H., & Brandenburg, A. 1999, ApJ, 524, 295 Relevance for other (related) areas of science (transdisciplinary issues). The standard mixing length theory (MLT) describes the phenomenon of convectional mixing of material in various circumstances, from planetary interiors and atmospheres to stars and the interstellar medium. However, its applicability to the turbulent environments (e.g., in stars) is often questionable. Nevertheless, MLT has been empirically proven to give consistent results which made it a standard method in the stellar modeling. The project study sheds certain light on this. In course of the project, we have derived a method for measuring the turnover time in stellar convection vortexes. This is one of key parameters in the stellar physics, which has so far only been calculated theoretically or estimated semi-empirically using the MLT paradigm. Therefore, our results contribute a broad spectrum of related fields: modeling of stellar convection, activity and evolution.          Another important result is the new experimental argumentation for the existence of undetectable (with direct measurements) gigantic convection cells in the Sun-like stars. Such convection is associated with the physical problem of laminar-turbulent transition, related to an old enigma of "active longitudes". Altogether this is relevant to the whole scope of solar-terrestrial interactions.          The stellar activity, analysed in the project, is one of key factors in a wide spectrum of astrophysical problems, space weather, geophysics, astrobiology, and apparently medicine. In particular, signatures of the short cycles of the Sun are found in the geomagnetic activity (Singh and Badruddin, 2017), in variation of atmospheric electric potential gradient and neutron count rate (Silva and Lopes, 2017), and even in nuclear decay rate (Sturrock et al. 2011). Consequently, revealing and understanding of the analogous modulations of activity in other stars play the key role in understanding of this phenomenon in general, which is in its turn important for space weather prediction at solar and exasolar planets. Silva, H. G., Lopes, I. 2017, Astrophysics and Space Science, 362, 44 Singh, Y. P., Badruddin. 2017, Planetary and Space Science, 138, 1 Sturrock, P.A., Fischbach, E., Jenkins, J.H. 2011, Solar Physics, 272, 1 1.3       Information on the execution of the project, use of available funds and (where appropriate) any changes to the original project plan relating to the following: Duration: The project was prolonged (cost-neutral) for one more year to analyse a new (larger) stellar data set with regard to the starspot lifetime, diffusivity of magnetic elements in stellar photosheres, as well as X-ray emission of stars. Use of personnel Dr. Arkhypov O. (01.08.2013 – 31.07.2017) – the main co-worker, all tasks; Dr. Zaquarashvili T. (01.08.2013 – 31.10.2013) – contribution to Task 1. Major items of equipment purchased: -- NO Other significant deviations.[1] -- NO 2.      Personnel development – Importance of the project for the research careers of those involved (including the project leader)   The project provided a nice opportunity for its team members (mainly Drs. Arkhypov O. and Khodachenko M.L.) to intensify international research collaboration links with international partners. During the project time Khodachenko, M.L. successfully passed the evaluation at the Austrian Academy of Sciences and got a permanent job position there, and Lammer, H. made his habilitation.                  3.      Effects of the project beyond the scientific field Brief comments on specific effects beyond the research field, including activities outside the sphere of academia.               (A)    Besides of the research work for the project, its participants took part in the RTD consortia of several European FP7/H2020 projects:      - IMPEx (http://impex-fp7.oeaw.ac.at Integrated Medium for Planetary Exploration) - Europlanet 2020 RI (http://www.europlanet-2020-ri.eu European Planet. Science)   - SOLSPANET (http://solspanet.eu/solspanet Solar & Space Weather Network)      (B)    The investigations, performed within the project gave rise to several research directions, which will be continued (see III Attachements Sect 7.1). Investigation and probing of the stellar activity and XUV radiation with high precision photometry observations and the methods, developed within the project appear an important contribution for the exoplanetary studies. 4.      Other important aspects (examples) Project-related participation in national and international conferences Khodachenko, M.L. Physics of exoplanetary systems, Evaluation talk at Austrian Academy of Sciences, Mar.19, 2014 Arkhypov, O.V., and Khodachenko, M.L. 2014. On largest scale of magnetic flux emergence in the Sun and stars. 40th COSPAR Scientific Assembly. August 2014, in Moscow, Russia. Khodachenko, M.L. Invited review lecture: “Exoplanetary Magnetic Fields and Magnetospheres: Atmosphere Mass-loss and Magnetospheric Protection” on Phys. Colloquium at the Dept of Phys., Univ. of Warwick, UK, Oct. 2014 Arkhypov, O.V., Khodachenko, M.L., et al., 2016. New results on stellar deep mixing and starspot dynamics from the Kepler photometry. The Astrophysics of Planetary Habitability. Patways to Habitability, 8-12 February 2016. Arkhypov, O.V., Khodachenko, M.L., Güdel, M., et al., 2016. Short-period cycles of stellar activity in Kepler photometry. The Astrophysics of Planetary Habitability. Patways to Habitabilit, 8-12 February 2016. Khodachenko, M.L., Exoplanets – frontiers of modern planetology, Invited lcture series on School of Modern Astrophysics (SOMA), at Moscow Inst. Of Phys. And Techn., Dolgoprudny, Russia, June-July, 2016 Khodachenko, M. L., Exoplanetary Magnetic Fields and Magnetospheres, Invited presentation on Physics seminar at Moscow State Univ., Feb 2017, Russia. Arkhypov, O.V., Khodachenko, M.L. Invited review: Probing of stellar activity with high precision photometry. FWF NFN, Pinkafeld, Austria, 16-17 May 2017.   Organisation of symposiums and conferences: Drs. Lammer, H., Güdel M., and Khodachenko M.L. participated in SOC of “The Astrophysics of Planetary Habitability”, held 8-12 February 2016, Wien Any other aspects: The project team members (Drs. Khodachenko M.L. and Arkhypov O.V.) served as referees in: Astron. & Astrophys.; Journal of Geophysical Research (JGR); Astrophys. Journ.; Solar Phys.; MNRAS.          In 2017 Dr. Khodachenko M.L. served as ERC Advanced Grants remote reviewer, for the European Research Council, EC. [1]     The decision as to what should be regarded as a “significant deviation” is the responsibility of the project leader. As a guideline, any deviation of more than 25% from the original financial plan or work schedule should be accounted for.  
Zusammenfassung  
Das Ziel dieses Projektes ist die Suche und Analyse von Plasmaeffekten (Konvektion) in tiefen Sterninneren. Diese konventionelle Mischung kontrolliert Sternaktivität und Strahlung sowie die Radius- und Oberflächentemperatur eines Sterns und beeinflusst somit die Bewohnbarkeit und die Entwicklung der nahegelegenen Planeten. Unglücklicherweise ist die tiefe Sternenkonvektion für die direkte instrumentelle Sondierung (auch bei asteroseismologischen Methoden) unzugänglich. Gleichzeitig konnte während dieses Projektes feststellt werden, dass das Muster der stellaren Oberflächenaktivität als eine Art "Anzeige" für die internen stellaren Plasmabewegungen verwendet werden kann. In Anbetracht der Tatsache, dass die stellare Aktivität Resultat einer magnetischen Röhrenemission ist, die durch Plasmaströme in der Sternkonvektionszone beeinflusst wird, sollte sich die tiefe Konvektion im Oberflächenmuster der Sternpunkte manifestieren. Die Sternpunkte, die mit dem Stern rotieren, modulieren den Strahlungsfluss, der einen Abdruck der longitudinalen Verteilung der Sternaktivität, und damit auch der tiefen Konvektionsströmungen mit sich trägt. Dieser Logik folgend konzentriert sich das Projekt auf die Analyse von Rotationsvariationen von Lichtkurven von 1998 verschiedenen Hauptreihe-Sternen, die vom Kepler Weltraumobservatorium aus beobachtet wurden. Eine Reihe einzigartiger Algorithmen wurde entwickelt, um über die versteckten Informationen von Struktur und Dynamik des Oberflächenaktivitätsmusters in diesen Sternen Kenntnis zu erhalten. Als ein Hauptergebnis wurden die "Fingerabdrücke" von riesigen Turbulenzen in der Oberflächenverteilung des stellaren Aktivitätsmusters entdeckt. Da die Anzeichen analoger globaler Turbulenzen nicht direkt an der Sonnenoberfläche beobachtet wurden, sollte dies ein Attribut der tiefen Konvektion sein. Ein weiteres grundlegendes Ergebnis des Projekts besteht in der Ermittlung der nicht-turbulenten (laminaren) Komponente der stellaren Tiefenkonvektion. Diese Art des konventionellen Mischens wird in Form von statistisch identischen konvektiven Zellen realisiert, wie sie in der konventionellen "Mischlängen-Theorie" (MLT) üblich ist, welche weit verbreitet in der modernen Astrophysik und der Planetenwissenschaft ist. Die allgemeine Anwendbarkeit von MLT auf die turbulente Sternenkonvektion wurde jedoch verständlicherweise kritisiert, obwohl sie akzeptable Ergebnisse bei der Modellierung von Sternen liefert. Die Projektstudie beleuchtet dieses Paradox. Es hat sich gezeigt, dass die "Umdrehzeit" einer Standardzelle in MLT tatsächlich ein Beispiel der gemessenen Zeitskala ist, die der laminaren Konvektion entspricht. Zu den weiteren wertvollen astrophysikalischen Entdeckungen des Projekts gehören die Abschätzung der Lebensdauer von Aktivitätskomplexen; Erkennung der kurzen Zyklen der Sternaktivität (Perioden < 1000 Tage) die unbekanntes Verhalten in Bezug auf stellare Parameter zeigen; Untersuchung der Zeitskalen der stellaren Variabilität und Einführung neuer Aktivitätsindizes, usw. Neben der Astrophysik und Astrobiologie sind die Projektergebnisse von Interesse und potentiellem Nutzen in der Ausbildung, der Populärwissenschaft, der Planetenwissenschaft, dem Weltraumwetter und der Planung zukünftiger Weltraummissionen.  
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  
Die fünf unwirtlichsten Planeten im Universum  
Ein neuer Beitrag im Weltraumblog auf derStandard.at stellt Planeten vor, auf denen definitiv kein Leben möglich ist.  
Publications  
Article: Taubenschuss, U., L. Lamy, G. Fischer, D. Pisa, O. Santolik, J. Soucek, W. S. Kurth, B. Cecconi, P. Zarka, D. A. Gurnett, and H. O. Rucker, The Faraday rotation effect in Saturn kilometric radiation observed by the Cassini spacecraft, Rev. in Geophys., submitted, March 2021. Presentations: Fischer, G., U. Taubenschuss, and D. Pisa, Classification of fine structures of Saturn kilometric radiation, European Planetary Science Congress (EPSC) virtual, abstract ID EPSC2020-620, Sept./Oct. 2020. Taubenschuss, U., L. Lamy, G. Fischer, D. Pisa, O. Santolik, J. Soucek, W. S. Kurth, B. Cecconi, P. Zarka, and D. A. Gurnett, Faraday rotation in Saturn kilometric radiation, 43rd COSPAR, virtual meeting, abstract-ID B5.2-0007-21, Jan./Feb. 2021.  
Scientists  
Austrian Space Research Institute: Georg Fischer (lead) Helmut Rucker Czech Institute of Atmospheric Physics: Ulrich Taubenschuss (lead) Jan Soucek David Pisa Ondrej Santolik Collaborators: William Kurth (University of Iowa, USA) Masafumi Imai (National Institute of Technology (KOSEN), Japan) Laurent Lamy (Observatoire de Paris Meudon, France) Baptiste Cecconi (Observatoire de Paris Meudon, France)  
Project  
ANALYSIS OF FINE STRUCTURES IN AURORAL RADIO EMISSIONS Principal Investigator (Austrian Side) Dr. Georg Fischer E-Mail georg.fischer[at]oeaw.ac.at Address Schmiedlstrasse 6, 8042 Graz, AUSTRIA Research Institution Space Research Institute of the Austrian Academy of Sciences Principal Investigator (Czech Side) Dr. Ulrich Taubenschuss E-Mail ulrich.taubenschuss[at]gmail.com Address Bocni II 1401, 14131 Praha-4, Czech Republic Research Institution Institute of Atmospheric Physics, Czech Academy of Sciences Approval date 25.11.2019 Project duration Start: 01.05.2020   End: 30.04.2023 Scientific field(s) 103038 (Space science): 80%   103022 (Plasma physics): 20% Keywords Auroral radio emissions   fine structure   Auroral kilometric radiation (AKR)   Saturn kilometric radiation (SKR)   Cluster, Juno, Cassini  
ANALYSIS OF FINE STRUCTURES IN AURORAL RADIO EMISSIONS  
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  
Entfernungsmessung mit Megahertz-Laser  
Grazer Forscher erzielen erste Test-Erfolge  
Georg Fischer  
Dr. Georg Fischer Scientist T +43 (316) 4120 - 664 Georg.Fischer(at)oeaw.ac.at Room 2.d.16 Curriculum Vitae Research Interests Lightning on planets (mainly Saturn, Titan, Earth) Magnetospheric radio emissions (Saturn kilometric and narrowband radiation) Polarization and direction - finding of radio waves Calibration of radio antennas on spacecraft Projects FWF: P 24325-N16 FWF: I 4559-N  
Planetare Atmosphären  
Leitung Team Dr. Ute Amerstorfer Scientist T +43 (316) 4120 - 629 Ute.Amerstorfer(at)oeaw.ac.at Room 1.c.6  
Scientists  
Christian Möstl (lead) Andreas J. Weiss (PhD student)  
Outreach  
OUTREACH 2020: Contribution to European researchers night, 27 Nov 2020: A.J. Weiss: „Weltraumplasmaphysik" Press release for Möstl, C. et al. 2020, ApJ: https://www.derstandard.at/story/2000121809194/prognose-bis-zu-fuenf-sonnenstuerme-koennten-pro-monat-die-erde https://science.apa.at/site/natur_und_technik/detail.html?key=SCI_20201118_SCI39471352457555534 https://www.oeaw.ac.at/detail/news/wie-viele-stuerme-bringt-der-naechste-sonnenzyklus https://science.apa.at/rubrik/natur_und_technik/Neuer_Sonnenzyklus_IWF-_Forscher_rechnen_mit_mehr_Sonnenstuermen/SCI_20201118_SCI39391351457557682 https://science.orf.at/stories/3203014/ https://kurier.at/wissen/wissenschaft/neuer-zyklus-forscher-tippen-auf-mehr-sonnenstuerme/401101422 https://www.oe24.at/newsfeed/neuer-sonnenzyklus-iwf-forscher-rechnen-mit-mehr-sonnenstuermen/454550492 https://www.msn.com/de-at/nachrichten/other/neuer-zyklus-forscher-tippen-auf-mehr-sonnenst%c3%bcrme/ar-BB1b7VFV 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  
Publications  
Peer-reviewed PEER-REVIEWED in preparation Weiss, A.J., C. Möstl, T. Amerstorfer, R.L. Bailey, M. A. Reiss, J. Hinterreiter, U. V. Amerstorfer, M. Bauer, Multi-point analysis of coronal mass ejection flux ropes using combined data from Solar Orbiter, Bepi Colombo and Wind, A&A Solar Orbiter special issue, in prep., 2021. Möstl, C., Andreas J. Weiss, Erika Palmerio, Rachel L. Bailey, Martin A. Reiss, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreiter, Ute V. Amerstorfer, Maike Bauer, Noé Lugaz, Miho Janvier, and Pascal Demoulin, Dependency of in situ magnetic field signatures on the spacecraft trajectory through 3D flux rope solar coronal mass ejections, ApJ, in prep. 2021. D. Telloni, C. Scolini, C. Möstl, G. P. Zank, L. Zhao, Andreas J. Weiss, Martin A. Reiss et al., Study of two interacting Interplanetary Coronal Mass Ejections encountered by Solar Orbiter during its first perihelion passage, A&A Solar Orbiter special issue, in prep., 2021. O’Kane, J., Lucie M. Green, Emma E. Davies, Christian Möstl, Jürgen Hinterreiter, Johan L. Freiherr von Forstner, Andreas J. Weiss, David M. Long, and Tanja Amerstorfer, Origins of a stealth CME detected at Solar Orbiter, A&A Solar Orbiter special issue, in prep., 2021. 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. 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. submitted / in revision / revised Davies, E. E., C. Möstl, M.J. Owens, A.J. Weiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, M. Bauer, R.L. Bailey, M.A. Reiss, R.J. Forsyth, T.S. Horbury, H. O’Brien, V. Evans, V. Angelini, D. Heyner, I. Richter, H-U. Auster, W. Magnes, W. Baumjohann, D. Fischer, D. Barnes, J.A. Davies, and R.A. Harrison, In-Situ Multi-Spacecraft and Remote Imaging Observations of the First CME Detected by Solar Orbiter and Bepi Colombo, Astronomy & Astrophysics, revised, 2021. Freiher von Forstner, J., M. Dumbovic, C. Möstl, et al., Radial Evolution of the April 2020 Stealth Coronal Mass Ejection between 0.8 and 1 AU- A Comparison of Forbush Decreases at Solar Orbiter and Earth, Astronomy & Astrophysics, revised, 2021. published Möstl, C., Weiss, A. J., Bailey, R. L., Reiss, M. A., Amerstorfer, T., Hinterreiter, J., Bauer, M., McIntosh, S. W., Lugaz, N., & Stansby, D., Prediction of the In Situ Coronal Mass Ejection Rate for Solar Cycle 25: Implications for Parker Solar Probe In Situ Observations, Astrophys. J., 903, 92, 557 doi:10.3847/1538-4357/abb9a1, 2020. Weiss, A. J., Möstl, C., Amerstorfer, T., Bailey, R. L., Reiss, M. A., Hinterreiter, J., Amerstorfer, U. A., & Bauer, M., Analysis of Coronal Mass Ejection Flux Rope Signatures Using 3DCORE and Approximate Bayesian Computation, The Astrophysical Journal Supplement Series, 252, 1, 9, 2021. arXiv:2009.00327, https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021ApJS..252....9W E. Palmerio, E. K. J. Kilpua, O. Witasse, D. Barnes, B. Sanchez-Cano, A. J. Weiss, T. Nieves-Chinchilla, C. Möstl, L. K. Jian, M. Mierla, A. N. Zhukov, J. Guo, L. Rodriguez, P. J. Lowrance, A. Isavnin, L. Turc, Y. Futaaja, M. Holmström, CME Magnetic Structure and IMF Preconditioning Affecting SEP Transport, Space Weather, in press, 2021. https://arxiv.org/abs/2102.05514  https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2020SW002654 Dumbović, M., Vršnak, B., Guo, J., Heber, B., Dissauer, K., Carcaboso, F., Temmer, M., Veronig, A., Podladchikova, T., Möstl, C., Amerstorfer, T., & Kirin, A., Evolution of Coronal Mass Ejections and the Corresponding Forbush Decreases: Modeling vs. Multi-Spacecraft Observations, Solar Phys., 295, 104, doi:10.1007/s11207-020-01671-7, 2020. 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 Talks at international conferences Andreas Weiss, Christian Möstl,  Mathew James Owens, Emma Davies, Timothy Simon Horbury, Helen O'Brien, Vincent Evans, Virginia Angelini, Werner Magnes, Tanja Amerstorfer, Martin Reiss, Rachel Bailey, Jürgen Hinterreiter and Maike Bauer, Multi-point magnetic flux rope analysis for the 2020 April 19 CME observed in situ by Solar Orbiter and Wind, AGU fall meeting (virtual), San Francisco, talk, Dec 2020. Noé Lugaz, Christina O Lee, David W Curtis, Daniel Cosgrove, Antoinette Broe Galvin, Robert J Lillis, Christian Möstl, Reka Moldovan Winslow, Nada A Al-Haddad, Charles J Farrugia, Davin Larson, Charles William Smith, Phyllis L Whittlesey, Roberto Livi, Lan Jian and Errol J Summerlin, A Smallsat Platform for Large-scale Interplanetary Studies (SPLIS): Rideshare Opportunities and Pathway to Sub-L1 Space Weather Missions, AGU fall meeting (virtual), talk, Dec 2020. Johan Lauritz Freiherr von Forstner, Mateja Dumbovic, Christian Möstl, Robert Elftmann, Zigong Xu, Jingnan Guo, Robert F Wimmer-Schweingruber, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreiter, Maike Bauer, Andreas Weiss, Javier Rodriguez-Pacheco, George C Ho, Timothy Simon Horbury0, Werner Magnes and The Solar Orbiter EPD Team, First CME and Forbush decrease observed at Solar Orbiter using EPD, AGU fall meeting (virtual), San Francisco, poster, Dec 2020. Noé Lugaz, Christina Lee, Toni Galvin, and Christian Möstl, A Smallsat Platform for Large-scale Interplanetary Studies (SPLIS), talk, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, Nov 2020. Mateja Dumbovic , Bojan Vrsnak , Jingnan Guo , Bernd Heber , Karin Dissauer , Fernando Carcaboso , Manuela Temmer, Astrid Veronig , Tatiana Podladchikova, Christian Möstl, Tanja Amerstorfer , and Anamarija Kirin, Evolution of coronal mass ejections and the corresponding Forbush decreases: modelling vs. multi- spacecraft observations, talk, European Space Weather Symposium (virtual),  Belgium, Nov 2020. Emma Davies, Mathew James Owens, Christian Möstl, Timothy Simon Horbury, Robert J Forsyth, Helen O'Brien, Vincent Evans, Virginia Angelini, Andreas Weiss, Martin Reiss, Rachel Bailey, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreiter, Ute Amerstorfer, Maike Bauer and Werner Magnes, In-Situ Multi-Spacecraft and Remote Imaging Observations of the First CME Detected by Solar Orbiter,  AGU fall meeting (virtual), poster,  Dec 2020. Mateja Dumbovic, Bojan Vrsnak, Jingnan Guo, Bernd Heber, Karin Dissauer, Fernando Carcaboso-Morales, Manuela Temmer, Astrid Veronig, Tatiana Podladchikova, Christian Möstl, Tanja Amerstorfer and Anamarija Kirin, Evolution of coronal mass ejections and the corresponding Forbush decreases: modelling vs. multi-spacecraft observations, AGU fall meeting (virtual), San Francisco, poster, Dec 2020. Palmerio, E., O.G. Witasse, T. Nieves-Chinchilla, D. Barnes, M. Mierla, A.J. Weiss, C. Möstl, A. Zhukov, L. Jian, B. Sanchez-Cano, L. Rodriguez, J. Guo, E. Roussos, A. Masters, G. Provan, A. Isavnin, P.J. Lowrance, L. Turc, K.E.J. Kilpua: Following the evolution of coronal mass ejections across the heliosphere, AGU Fall Meeting 2019, San Francisco, Dec 2019. Plaschke, F., T. Karlsson, C. Götz, C. Möstl, I. Richter, M. Volwerk, A. Eriksson, E. Behar, R. Goldstein: Magnetic holes at comet 67P, EGU General Assembly 2019, Wien, Apr 2019. Posters at international conferences Christian Möstl, Andreas Weiss, Martin Reiss, Rachel Bailey, Ute Amerstorfer, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreite, Maike Bauer, Scott William McIntosh, Noé Lugaz and David Stansby, Prediction of the In Situ Coronal Mass Ejection Rate for Solar Cycle 25: Implications for Parker Solar Probe In Situ Observations, AGU fall meeting, San Francisco (virtual),, poster, Dec 2020. Cyril Simon Wedlund, Martin Volwerk, Christian Mazelle, Christian Möstl, Diana Rojas-Castillo, Jared Espley, and Jasper Halekas, On Mirror Mode Waves at Mars: Results from MAVEN, European Planetary Science Congress, Sep 2020. Emma Davies, Christian Möstl, Mathew Owens, Timothy Horbury, Robert Forsyth , Helen O'Brien, Vincent Evans, Virginia Angelini, Andreas Weiss, Martin Reiss, Rachel Bailey, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreiter,  Ute Amerstorfer, Maike Bauer and Werner Magnes, In-situ multi-spacecraft and remote imaging observations of the first CME detected by solar orbiter and its geomagnetic impact, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Christian Möstl, Andreas J. Weiss, Rachel L. Bailey, Martin A. Reiss, Tanja Amerstorfer, Jürgen Hinterreiter, Maike Bauer, Scott W. McIntosh, Noe Lugaz, and David Stansby, Prediction of the in situ coronal mass ejection rate for solar cycle 25: Implications for Parker Solar Probe in situ observations, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Andreas Weiss, Christian Möstl, Tanja Amerstorfer, Rachel Bailey, Martin Reiss, Jürgen Hinterreiter, Maike Bauer, and Ute Amerstorfer, Analysis of coronal mass ejection flux rope signatures using 3DCORE and approximate Bayesian computation, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Dumbovic, M., Vrsnak, B., Guo, J., Heber, B., Dissauer, K., Carcaboso-Morales, F., Temmer, M., Veronig, A., Podladchikova, T., Möstl, C., Amerstorfer, T., & Kirin, A., CME evolution and the corresponding Forbush decrease: modelling vs multi-spacecraft observation, EGU General Assembly (virtual), Vienna, Apr 2020. Weiss, A., Möstl, C., Nieves-Chinchilla, T., Amerstorfer, T., Palmerio, E., Reiss, M., Bailey, R., Hinterreiter, J., Amerstorfer, U., & Bauer, M., Modelling coronal mass ejection flux ropes signatures using Approximate Bayesian Computation: applications to Parker Solar Probe, EGU General Assembly, Vienna, Apr 2020. Weiss, A. J., Möstl, C., Amerstorfer, U. V., Reiss, M. A., Amerstorfer, T., Hinterreiter, J., Bailey, R. L., Inferring initial conditions of coronal mass ejections using a fast data generative model and approximate bayesian computation, Machine Learning in Heliophysics 2019, Amsterdam, Sep 2019. Forstner, J., J. Guo, R.F. Wimmer-Schweingruber, M. Temmer, M. Dumbović, A. Veronig, C. Möstl, D. M. Hassler, C.J. Zeitlin, B. Ehresmann:  ICMEs propagating towards Mars observed in heliospheric imagers and their associated Forbush decreases at MSL/RAD, EGU General Assembly 2019, Wien, Apr 2019. Good, S., E. Kilpua, A. LaMoury, R. Forsyth, J. Eastwood, C. Möstl: Self-similarity of ICME flux ropes in the inner heliosphere, EGU General Assembly 2019, Wien, Apr 2019. Möstl, C., T. Amerstorfer, M.A. Reiss, R.L. Bailey, J. Hinterreiter, U.V. Amerstorfer, N. Lugaz: Predicted statistics of coronal mass ejections observed by Parker Solar Probe and forward modeling of their in situ magnetic field, EGU General Assembly 2019, Wien, Apr 2019. Open source materials and codes Codes Downloading and handling data from various space missions: Weiss, A. J., Heliosat, https://github.com/ajefweiss/HelioSat Creating solar storm catalogs from spacecraft data: Möstl, C., heliocats, https://github.com/cmoestl/heliocats Animations Möstl, C., et al., Parker Solar Probe double crossings simulations: https://www.youtube.com/watch?v=VNC2lsw-UtU Möstl, C., et al. Spacecraft Data and positions: https://www.youtube.com/watch?v=py5h_nNIcjQ&t=6s Möstl, C., Predicted orbits of Parker Solar Probe, BepiColombo, and Solar Orbiter 2018-2025 (HCI, HEEQ), figshare. Media, 2019. https://doi.org/10.6084/m9.figshare.7364132.v1 also available on youtube: https://www.youtube.com/watch?v=UZ0ISGJXA_M&t=122s https://www.youtube.com/watch?v=0ybvOYEl9VU&t=79s Data sets: Material for Möstl et al. 2020 ApJ: https://figshare.com/articles/journal_contribution/Data_and_code_for_the_paper_M_stl_et_al_2020_ApJ/12563765 Solar wind data suitable for machine learning: https://figshare.com/articles/dataset/Solar_wind_in_situ_data_suitable_for_machine_learning_python_numpy_arrays_STEREO-A_B_Wind_Parker_Solar_Probe_Ulysses_Venus_Express_MESSENGER/12058065 Solar wind data suitable for catalog production: https://figshare.com/articles/dataset/Coronal_mass_ejection_in_situ_data_for_creating_catalogs_and_statistics_MESSENGER_VEX_Wind_STEREO-A_B_MAVEN_PSP_2007-2019/11973693 STEREO heliospheric imagers CME arrival catalog: https://helioforecast.space/arrcat https://figshare.com/articles/dataset/Arrival_catalog_of_coronal_mass_ejections_observed_with_STEREO_Heliospheric_Imagers_HELCATS_ARRCAT_2_0_/12271292   ICME catalog: https://helioforecast.space/icmecat https://figshare.com/articles/dataset/HELCATS_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejection_Catalog_v2_0/6356420 Möstl, C., T. Amerstorfer, A. J. Weiss, R. L. Bailey, M. A. Reiss, J. Hinterreiter, N. Lugaz, U.V. Amerstorfer, Poster for EGU 2019: Predicted statistics of coronal mass ejections observed by Parker Solar Probe and forward modeling of their in situ magnetic field. figshare. Dataset and media. https://doi.org/10.6084/m9.figshare.7901786.v2  
Publications  
PEER-REVIEWED in preparation Bailey, R.L, et al. GICs, 2021 Reiss, M. A., C. Möstl, R.L. Bailey, Amerstorfer, U.V., A.J. Weiss, M.A. Reiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, M. Bauer, Predicting the magnetic flux rope fields at the Sun-Earth L1 point, Space Weather, in prep., 2021. submitted / in revision / revised Bailey, R. L., Reiss, M. A., Arge, C. N., Möstl, C., Owens, M. J., Amerstorfer, U. V., Henney, C. J., Amerstorfer, T., Weiss, A. J., & Hinterreiter, J., Improving ambient solar wind model predictions with machine learning, Space Weather, revised, 2021. https://arxiv.org/abs/2006.12835 Reiss, M.A., K. Muglach, C. Möstl, C. Arge, R. L. Bailey, et al., The Observational Uncertainty of Coronal Hole Boundaries in Automated Detection Schemes, ApJ Letters, submitted, 2021. published / in press Allen, R. C., G. C. Ho, G. M. Mason, L. K. Jian, S. K. Vines, S. D. Bale, A. W. Case, M. E. Hill, C. J. Joyce, J. C. Kasper, K. E. Korreck, D. M. Malaspina, D. J. McComas, R. McNutt, C. Möstl, D. Odstrcil, N. Raouafi, and M. L. Stevens, SIR/CIRs in the Parker Solar Probe Era, Astronomy & Astrophysics, in press, 2021. Bailey, R. L., Möstl, C., Reiss, M.  A., Weiss, A. J., Amerstorfer, U. V., Amerstorfer, T., et al., Prediction of Dst during solar minimum using In situ measurements at L5, Space Weather, 18, e2019SW002424, 2020. https://doi.org/10.1029/2019SW002424  (open access) https://arxiv.org/abs/2005.00249 Reiss, M. A., MacNeice, P. J., Muglach, K., Arge, C. N., Möstl, C., Riley, P., Hinterreiter, J., Bailey, R. L., Weiss, A. J., Owens, M. J., Amerstorfer, T., & Amerstorfer, U., Forecasting the Ambient Solar Wind with Numerical Models. II. An Adaptive Prediction System for Specifying Solar Wind Speed near the Sun, The Astrophysical Journal, 891, 2, 165, 2020. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab78a0/      https://arxiv.org/abs/2005.00249 Talks at international conferences Martin Reiss, Peter J MacNeice, Karin Muglach,, Charles Nickolos Arge, Christian Möstl, Pete Riley, Rachel Bailey, Jürgen Hinterreiter, Andreas Weiss, Mathew James Owens, Carl J Henney, Ute Amerstorfer and Tanja Amerstorfer, An Adaptive Prediction System for Specifying Solar Wind Conditions Near the Sun, AGU fall meeting (virtual), San Francisco, poster, Dec 2020. Martin A. Reiss: Ensemble modeling techniques in ambient solar wind modeling, iSWAT meeting, Feb 2020, Cape Canaveral, USA. Eastwood, J.P., C.M. Carr, C. Palla, W. Magnes, G. Berghofer, A. Valavanoglou, R. Nakamura, C. Möstl: Magnetic field measurements at L5 and development of the Lagrange magnetometer, Transitioning Research and Instrument Expertise in Heliophysics into Space Weather Monitoring Capabilities at L1 and L5, London, Jun 2019.   Posters at international conferences Maria Kuznetsova, Anna Belehaki, Mario Mark Bisi, Sean Bruinsma, Shing F Fung, Alexi Glover, Manuel Grande, Jingnan Guo, Insoo Jun, Jon Linker, Ian Robert Mann, Arnaud Masson, Anne Michelle M Mendoza, Sophie A. Murray, Dibyendu Nandy, Hermann J Opgenoorth, Alexei A Pevtsov, Christina Plainaki, Martin Reiss, Eric K Sutton, Manuela Temmer, Ilya G Usoskin, Zhonghua Yao, Stephanie Yardley, Yihua Zheng and Nandi, Dibyendu, COSPAR International Space Weather Action Teams: Addressing Challenges Across the Field of Space Weather, AGU fall meeting (virtual), poster, Dec 2020. Rachel Bailey, Roman Leonhardt, Christian Möstl, Martin Reiss, Andreas Weiss, Dennis Albert, Philipp Schachinger and Georg Achleitner, Predicting GICs from L solar wind data using geophysical methods in combination with machine learning, AGU fall meeting (virtual), poster, Dec 2020. Rachel Bailey, Martin Reiss, Christian Möstl, Ute Amerstorfer, Cyril Simon Wedlund, Tanja Amerstorfer, Andreas Weiss, Jürgen Hinterreiter, Jingnan Guo, Johan von Forstner, David Barnes, Jackie Davies, and Richard Harrison, A comprehensive catalogue of solar wind properties and events in the inner heliosphere, European Planetary Science Congress, Sep 2020. Alexander Lavrukhin, David Parunakian, Dmitry Nevskiy, Ute Amerstorfer, Andreas Windisch, Sahib Julka, Christian Möstl, Martin Reiss, and Rachel Bailey, Automatic detection of magnetopause and bow shock crossing signatures in MESSENGER magnetometer data, European Planetary Science Congress, Sep 2020. Hannah Rüdisser, Andreas Windisch, Ute V. Amerstorfer, Tanja Amerstorfer, Christian Möstl, Rachel L. Bailey, Automatic Detection and Classification of ICMEs in Solar Wind Data, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Martin Reiss, Manuela Temmer, Karin Muglach, Maria Kuznetsova, Peter MacNeice, Richard Mullinix, Rui Pinto, Charles N. Arge, Sergio Dasso, Chiu Wiegand, Lan Jian, Christian Möstl, Evangelia Samara, Camilla Scolini, Barbara Perri, Mathew Owens, Pete Riley, and Rachel Bailey, The COSPAR ISWAT initiative for  open validation analysis of ambient solar wind models, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Rachel Bailey, Roman Leonhardt, and Christian Möstl, Forecasting local GICs from solar wind data using a combination of geophysical and machine learning methods, poster, European Space Weather Symposium (virtual), Belgium, poster, Nov 2020. Reiss, M., Bailey, R., Arge, N., Möstl, C., Owens, M., & Henney, C., Improving Ambient Solar Wind Model Predictions for Earth Using Machine Learning, AAS/Solar Physics Division Meeting (virtual), poster, Aug 2020. Möstl, C., Bailey, R. L., Amerstorfer, U. V., Amerstorfer, T., Weiss, A. J., Reiss, M. A., Hinterreiter, J., & Bauer, M., HelioCast - a  real time test environment to enhance space weather prediction at Earth, EGU General Assembly (virtual), Vienna, Apr 2020. Reiss, M., MacNeice, P., Muglach, K., Arge, N., Möstl, C., Riley, P., Hinterreiter, J., Bailey, R., Weiss, A., Owens, M., Amerstorfer, T., & Amerstorfer, U., An Adaptive Prediction System for Specifying Solar Wind Conditions Near the Sun, EGU General Assembly (virtual), Vienna, Apr 2020. Bailey, R., Möstl, C., Reiss, M., Weiss, A., Amerstorfer, U., Amerstorfer, T., Hinterreiter, J., & Bauer, M., Forecasting the Dst index from L5 in-situ data using PREDSTORM: accuracy and applicability, EGU General Assembly, Vienna, Apr 2020. Amerstorfer, U., Möstl, C., Bailey, R., Weiss, A., Reiss, M., Amerstorfer, T., Hinterreiter, J., & Bauer, M., Predicting the magnetic flux rope fields at the Sun-Earth L point, EGU General Assembly (virtual), Vienna, Apr 2020. Reiss, M., P.J. MacNeice, K. Muglach, M.S. Kirk, C.N. Arge, C. Möstl: Assessing the uncertainty of coronal hole boundary locations, AGU Fall Meeting 2019, San Francisco, Dec 2019. Möstl, C., U.V. Amerstorfer, R.L. Bailey, A.J. Weiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, M.A. Reiss: PREDSTORM - a new L1 solar wind and magnetic storm prediction system, Machine Learning in Heliophysics 2019, Amsterdam, Sep 2019. Bailey, R.L., C. Möstl, U.V. Amerstorfer, T. Amerstorfer, A.J. Weiss, J. Hinterreiter, M.A. Reiss, D. Albert: PREDSTORM and SOLARWIND2GIC: Forecasting of space weather effects and geomagnetically induced currents with Python, Machine Learning in Heliophysics 2019, Amsterdam, Sep 2019. Amerstorfer, U.V., C. Möstl, R.L. Bailey, A.J. Weiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter, M.A. Reiss, M. Bauer: Forecasting of magnetic flux rope fields at the Sun- Earth L1 point, Machine Learning in Heliophysics 2019, Amsterdam, Sep 2019. Amerstorfer, U.V., C. Möstl, R.L. Bailey, A. J. Weiss, T. Amerstorfer, J. Hinterreiter: PREDSTORM - an empirical magnetic storm forecast pipeline, Towards Future Research on Space Weather Drivers, San Juan, Jul 2019. Bailey, R.L., C. Möstl, U.V. Amerstorfer, T. Amerstorfer, A.J. Weiss, R. Leonhardt: Predicting GICs from L1 solar wind data using recurrent neural networks, EGU General Assembly 2019, Wien, Apr 2019. Talks at project meetings Magnes, W., G. Berghofer, C. Möstl, R. Bailey, C. Carr, J. Eastwood, C. Palla, T. Horbury: Lagrange ISRR Kick-Off MAG Presentation, LAGRANGE Mission Intermediate System Requirements Review (ISRR), Noordwijk, Jul 2019. Session convening Martin Reiss: Coronal Hole Boundary Working Team Session, COSPAR ISWAT Inaugural Working Meeting, Cape Canaveral, Feb 2020. https://docs.google.com/document/d/1lNcB7qfBnVq30hE0-BhlkRNMwdIKmcST6Fk96hv13PE/edit?usp=sharing Martin Reiss, Manuela Temmer: Ambient Solar Wind Validation Team Session, COSPAR ISWAT Inaugural Working Meeting, Cape Canaveral, Feb 2020. https://docs.google.com/document/d/1VHZt3OEe17zxb8pAcRKWQNDeecbYNGO-bY6r-KQ4tZ0/edit Martin Reiss, Christina Kay, Manuela Temmer: CME propagation through evolving ambient solar wind, COSPAR ISWAT Working Meeting, Cape Canaveral, Feb 2020. https://docs.google.com/document/d/1-sOw9uEFjbBsbLURQhbl_RMMQ2bpUPOnKztzrBA8GTA/edit Open source materials and codes Code for the results and figures presented in Bailey et al. 2020: https://github.com/helioforecast/Papers/tree/master/Bailey2020_L5DstPrediction PREDSTORM prediction technique for the solar wind with data from STEREO-A, L1 or a future possible L5 mission: https://github.com/helioforecast/Predstorm Aurora model OVATION Prime 2010 as open source (update to 2013 version under development): https://github.com/helioforecast/auroramaps SIR catalog: https://helioforecast.space/sircat https://figshare.com/articles/dataset/Helio4Cast_SIRCAT_1_0/12416906 Aurora prediction: https://helioforecast.space/aurora Solar wind prediction: https://helioforecast.space/solarwind Solar cycle predictions: https://helioforecast.space/solarcycle  
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  
Ankunft beim Roten Planeten  
Chinesische Marsmission Tianwen-1 erfolgreich in Umlaufbahn eingeschwenkt  
Kontakt  
Liniennetzplan Graz Bus-Bahn-Bim Anfahrt: Flughafen Graz office.iwf@oeaw.ac.at T +43 (316) 4120-400 pr.iwf@oeaw.ac.at T +43 (316) 4120-414 webmaster.iwf@oeaw.ac.at für Fragen zur IWF-Webseite Folgen Sie uns auf Twitter! Folgen Sie uns auf YouTube! Institut für Weltraumforschung Österreichische Akademie der Wissenschaften Schmiedlstraße 6 8042 Graz Austria  
News  
 
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  
Scientists  
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.  
Zusammenfassung  
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.  
Zusammenfassung  
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  
LIGHTNING ON PLANETS WITH FOCUS ON SATURN  
...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)!  
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  
Outreach  
2019: U.V. Amerstorfer, Space Weather, talk for school-children, GIBS school Graz, Austria, June 2019  
Home  
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  
Scientists  
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)  
Zusammenfassung  
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.  
Scientists  
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  
Abstract  
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.  
Scientists  
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)  
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  
Home  
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  
Zusammenfassung  
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.  
Weltraumschrott  
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.  
Satelliten  
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  
Weltraumwetter  
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.  
S/C-Plasma-Wechselwirkung  
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.  
Plasma-Simulationen  
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.  
Plasmaturbulenz  
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.  
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.  
Ionosphären-Dynamo  
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.  
Extraterrestrische Oberflächen  
In space science the solid surface of objects in our solar system have attracted much interest over the last decades. IWF dedicates its research to understand the evolution of the surface and the near subsurface regions of planets, moons and comets. The focus is laid in particular on the individual physical processes that go on at and below the surface of these solid bodies. Investigations apply to optical and electrical properties, as well as the thermal evolution, the heat balance, and the gas diffusion through the near-surface material. By studying the involved physical processes IWF also contributes to the understanding of the consequences for the atmosphere-surface interaction and so the influence on the atmosphere evolution. The investigations have always involved international cooperation in connection with space missions where hardware contributions (Rosetta/Philae) or data modelling and interpretation (Cassini/Huygens, InSight) played an essential role. Observations have shown that the interpretation of many measurements is difficult because of the complex interconnection of the involved physical processes. Therefore, it is essential to study certain processes in an isolated way. This is achieved, on the one hand, by experimental investigations with suitable analogue materials, and on the other hand, by analytical models and numerical computer simulations. Currently all these methods are applied in the DACH project CoPhyLab (Cometary Physics Laboratory), with emphasis on laboratory measurements.  
Atmosphären-Evolution  
In diesem Forschungsbereich konzentrieren wir uns auf die Wechselwirkungsprozesse von solarer oder stellarer Strahlung und Plasma mit den oberen Atmosphären von Planeten und Körpern ohne Atmosphären (z.B. Merkur, Mond/e, Kometen, Asteroiden und planetare Embryos). Die Entwicklung der Planetenatmosphären von primordialen Atmosphären, mit Magma-Ozeanen in Verbindung stehenden Dampfatmosphären und Sekundäratmosphären werden untersucht. Der Ursprung und das Entweichen von Exosphären aus planetaren Körpern ohne Atmosphären sowie die Auswirkungen auf deren Änderung der Oberflächenzusammensetzung werden ebenfalls untersucht. Variationen von Isotopen und flüchtigen Elementen in verschiedenen Planetenreservoirs geben Auskunft über das Entweichen einer Atmosphäre, die Zusammensetzung und sogar die Quelle des akkretierenden Materials. Zur Untersuchung der Evolutionsprozesse werden bekannte atmosphärische Isotopen- und Elementverhältnisse für evolutionäre Reproduktionsversuche verwendet. Der Ursprung der N2-O2-dominierten Sekundäratmosphäre der Erde wird im Rahmen einer vergleichenden Planetologie zwischen Venus, Mars und potenziellen terrestrischen Exoplaneten untersucht. Ein besseres Wissen darüber, wie die Erde ihre Biosphäre hervorgebracht hat, wird dann auch unser Verständnis im Hinblick auf die potenzielle Bewohnbarkeit von erdähnlichen Exoplaneten verbessern. Abbildung a) zeigt die wahrscheinlichsten Proto-Erd-Akkretionsszenarien, die durch unterschiedliche Isotopensystematik (D-H, atmosphärisches Ar & Ne, ursprüngliche 3He-Häufigkeit im tiefen Mantel) und Isotopen-Chronometer (Hf-W, UP) in Abhängigkeit von der Lebensdauer und Aktivität der jungen Sonne durch das IWF-Team aus mehreren ihrer veröffentlichten Forschungsartikeln abgeleitet werden können. Der Massenanteil von Proto-Earth während der Scheibenverteilung sollte danach etwa 0,5 - 0,6 MEarth (dunkelgrauer Bereich) betragen haben. Abbildung b) zeigt die modellierten Reaktionen der oberen Atmosphäre auf die von N2-O2 dominierte Erdatmosphäre im Vergleich zu Saturns großem Mond Titan, einem Körper im äußeren Sonnensystem mit einer N2-Atmosphäre. Die Erdatmosphäre wäre in den ersten mehreren hundert Millionen Jahren nicht stabil gegen die höhere weiche Röntgenstrahlung und der extremen ultravioletten Strahlung (XUV) der jungen Sonne gewesen, was darauf hinweist, dass ihre Atmosphäre höchstwahrscheinlich eine andere Zusammensetzung hatte, und sehr wahrscheinlich CO2-dominant war.  
SLR-Station  
Die Grazer SLR-Station ist eine der führenden Laserstationen weltweit. Ihr Herzstück ist ein Nd:Vanadate kHz Laser System. Dieses generiert 2000 kurze Laserpulse in der Sekunde, das entspricht einer Frequenz von 2 kHz. Die Dauer eines einzelnen Laserpulses beträgt nur 10 Pikosekunden.  Zum Vergleich: Licht legt mit einer Geschwindigkeit von 300000 km/s in dieser kurzen Zeit eine Strecke von ca. 3 mm zurück. Ein einzelner Puls hat dabei eine Energie von 400 µJ, das entspricht ca. einer Million mal einer Milliarde Photonen. Am Satelliten reflektieren Retroreflektoren einen kleinen Teil des Lichtpulses wieder zur SLR-Station zurück. Einige wenige Photonen (in den meisten Fällen nur ein einziges Photon) werden von einem 0,5 m-Teleskop aufgefangen und von einem Einzel-Photon-Detektor registriert. Dieser Detektor hat einen Durchmesser von etwa 200 µm (etwa 4-mal so viel wie ein menschliches Haar). Je nach Entfernung des Satelliten benötigen die Photonen dafür nur einige Millisekunden bis etwa 0,25 Sekunden. Eine für kHz-SLR-Systeme optimierte Echtzeit-Software wurde vom Grazer SLR-Team entwickelt und kann daher sehr flexibel eingesetzt und erweitert werden. Ein Grafikinterface ermöglicht auch ungeübten Anwendern eine leichte Bedienung. Nach nur einer Trainingsnacht können auch unerfahrene Beobachter die SLR-Station bereits ohne größere Probleme bedienen. Die Echtzeit-Software beinhaltet bereits eine beachtliche Menge von Automatiken: Automatische Erkennung potentieller Returns im Hintergrundrauschen NUR diese werden gespeichert, um die Größe der Files zu reduzieren Automatisches Setzen / Anpassen / Optimieren des Range-Gates Automatisches Berechnen und Setzen von Time Bias-Werten Automatisches Optimieren der Nachführung Erkennung von unerwünschten Pre-Pulsen, Reduzierung durch Offset-Pointing Automatische Suchroutinen, um den Satelliten zu finden Zusätzlich zur Beobachtungssoftware kommen einige weitere Softwaretools zum Einsatz. Mittels einer speziellen Kamera kann die Rückstreuung des Laserlichts in der Atmosphäre auch bei Tag beobachtet werden. Dies erleichtert den Beobachtern die Einstellung der Richtung des Laserstrahls. Nachts können von der Sonne beleuchtete Satelliten mittels einer hochempfindlichen astronomischen Kamera auch optisch sichtbar gemacht werden. Das Messen mit 2 kHz, mit relativ schwacher Energie pro Puls und mit Single-Photon-Detektor ergibt – speziell bei hohen Satelliten – sehr niedrige Return-Raten mit einem sehr hohen Rauschanteil (geringes Signal/Rauschverhältnis). Bei GPS-Satelliten beträgt die durchschnittliche Return-Rate etwa 0,001. Das bedeutet, dass bei 2000 Schüssen pro Sekunde durchschnittlich nur etwa 2 Returns empfangen werden, die in unter 1998 Rauschpunkten versteckt sind. Die Echtzeit-Return-Erkennung muss diese zwei potentiellen Returns erkennen, abspeichern und das Rauschen verlässlich ausscheiden.  
Testanlagen  
Bevor Fluginstrumente in den Weltraum geschickt werden, müssen diese im Vakuum und in verschiedenen Temperaturbereichen getestet werden. Ein spezielles Magnetometerlabor steht für die Kalibrierung der Sensoren zur Verfügung. Das IWF besitzt vier verschiedene Arten von Vakuumkammern. Die kleinste ist eine manuell gesteuerte, zylindrische Vakuumkammer (160 mm Durchmesser, 300 mm Länge) für kleine elektronische Bauteile oder Leiterplatten. Sie verfügt über eine Turbomolekularpumpe und eine Dryscroll-Vorpumpe. Es kann ein Druckniveau von 10-10 mbar erreicht werden. Die mittlere Vakuumkammer hat einen zylindrischen Edelstahlkörper mit einer Gesamtlänge von 850 mm und einem Durchmesser von 700 mm. Eine Dryscroll-Vorpumpe und zwei Turbomolekularpumpen sorgen für ein Druckniveau von etwa 10-7 mbar. Ein Manipulator mit drei orthogonalen Drehachsen für die individuelle Ausrichtung des zu testenden Messinstruments und eine Ionenstrahlquelle sind installiert. Diese Kammer dient hauptsächlich für Funktionstests des Ionen-Massenspektrometers für BepiColombo. Die größte Vakuumkammer hat einen horizontalen zylindrischen Körper aus Edelstahl, ein Sichtfenster, zwei Turbomolekularpumpen und eine Dryscroll-Vorpumpe. Es kann ein Druck von 10-7 mbar erreicht werden. Der Zylinder hat einen Durchmesser von 650 mm und eine Länge von 1650 mm. Beim Abschalten der Kammer wird diese automatisch mit Stickstoff geflutet. Ein Manipulator innerhalb der Kammer ermöglicht die computergesteuerte Rotation eines Instruments um drei voneinander unabhängige, senkrechte Achsen. In der Kammer ist eine magnetische Abschirmung aus Mu-Metall mit einem Querschnitt von 200 mm x 200 mm installiert. Zum Ausheizen elektronischer Komponenten und Strukturen - d.h. Ausgasen flüchtiger Produkte, um unerwünschte Kontaminationen zu verhindern - ist die Kammer an der Außenseite mit einer Heizung ausgestattet. Die Thermal-Vakuumkammer ist mit zwei Turbomolekularpumpen, einer Dryscroll-Vorpumpe und einer Ionengetterpumpe ausgestattet, die zusammen ein Druckniveau von 10-6 mbar erreichen. Eine in der Kammer installierte Heiz-Kühlplatte sowie ein Heiz-Kühlzylinder und flüssiger Stickstoff werden für Wärmezyklen in einem Temperaturbereich zwischen -160 °C und +140 °C verwendet. Die vertikal ausgerichtete zylindrische Kammer erlaubt einen maximalen Versuchsdurchmesser von 410 mm und eine maximale Höhe von 320 mm. Für Temperaturprüfungen unter Umgebungsdruck stehen zwei Thermalkammern zur Verfügung. In einer Kammer kann die Widerstandsfähigkeit elektronischer Komponenten und Schaltungen bei Temperaturen von -40 °C bis +180 °C verifiziert werden. Sie hat einen Prüfraum von 190 Litern und ist mit einem 32-Bit-Steuer- und Kommunikationssystem ausgestattet. Die zweite, deutlich kleinere Kammer wird insbesondere für rasche Thermalzyklen eingesetzt, wie sie zur Qualifikation von elektronische Komponenten und Prozessen notwendig sind. Der Temperaturbereich beträgt -70 °C bis +180 °C. Diese Kammer hat einen Prüfraum von 37 Litern und ist mit mehreren Schnittstellen für die Kommunikation ausgestattet. Im Magnetometerlabor werden zwei dreischichtige magnetische Abschirmungen aus Mu-Metall für alle grundlegenden Magnetometertests und spezielle Kalibrierprüfungen verwendet. Das verbleibende Gleichfeld im abgeschirmten Volumen beträgt <10 nT und das verbleibende Feldrauschen beträgt <2 pT/√Hz bei 1 Hz. Ein spezielles Helmholtz-Spulensystem ermöglicht die Erzeugung von beliebig ausgerichteten Feldvektoren von bis zu ±30.000 nT, um das Erdmagnetfeld zu kompensieren oder einen Sensor zu kalibrieren. In einer Temperatur-Prüfeinrichtung in Kombination mit einer magnetischen Abschirmung werden die Magnetfeldsensoren im Temperaturbereich zwischen ‑170 °C und +220 °C in einer Umgebung mit geringem DC-Feld und sehr geringem Rauschen getestet. Die Kühlung erfolgt mit flüssigem Stickstoff, wobei die Temperaturregelung eine Genauigkeit von ±0,1 °C erreicht. Während der Testzyklen kann zur Kalibrierung ein Magnetfeld von bis zu ±100.000 nT an den Sensor angelegt werden. Das IWF betreibt auch ein großes dreidimensionales Merritt-Spulensystem in Zusammenarbeit mit der Zentralanstalt für Meteorologie und Geodynamik (ZAMG). Es befindet sich im Conrad-Observatorium in einem Naturschutzgebiet am Rande der Ostalpen, etwa 50 km südwestlich von Wien. Die Abgeschiedenheit des Standortes garantiert eine ungestörte Umgebung für die absolute Kalibrierung von Magnetfeldsensoren. Das Spulensystem hat eine Seitenlänge von etwa drei Metern. Zwei Spulenpaare entlang jeder Achse ermöglichen eine Feldhomogenität von besser als 4x10-5 in einem Testvolumen von 200 x 200 x 200 mm in der Mitte der Spule. Das Spulensystem verfügt über getrennte Spulen für die Kompensation des Erdfeldes und der dynamische Bereich der Hauptspulen beträgt ±100.000 nT.  
Hochleistungsrechner  
Der neue Hochleistungsrechner LEO besteht aus einem Login-Server zur Jobverarbeitung sowie 32 Rechenknoten mit insgesamt 1320 Prozessoren. Für die Software-Bibliothek werden sogenannte "environment module" verwendet, mit denen Benutzer eine bestimmte Software-Version schnell und einfach in ihre Umgebung einbinden können, während andere Benutzer gleichzeitig eine andere Version benötigen. Für die Resultate besonders großer Simulationen stellt ein angeschlossener Daten-Server ca. 150 TB an Festplattenkapazität mit unterschiedlichen Backup-Ebenen zur Verfügung. Die Solid State Drives (SSD) in den Rechenknoten formieren sich zu einem massiv-parallelen BeeGFS-Dateisystem. Besonders wichtig für das Hochleistungs-Rechnen ist auch das 56 GBit/s InfiniBand-Netzwerk mit geringer Latenz im Nanosekunden-Bereich. Eine Dokumentation mit Notfall-Prozeduren erlaubt eine vollständige Neuinstallation des Betriebssystems innerhalb von ca. zwei Stunden. Die Hardware (siehe Abb.) lädt und verarbeitet automatisch die neuesten Daten der MMS-Mission und wird aktiv genutzt, um Simulations-basierte Forschung zu betreiben.  
EDI  
Das Electron Drift Instrument (EDI) vermisst mit zwei Elektronenstrahlen das den Satelliten umgebende elektrische Feld. Insgesamt wurden jeweils zwei gleichartige Instrumente pro Satellit gebaut und geliefert. IWF war für die Entwicklung und den Bau der Digitalelektronik der Detektoreinheit und die Elektronenkanone verantwortlich. RUAG Space Austria entwickelte und baute die gesamte Spannungsversorgung, die unter anderem die für dieses Instrument erforderliche 3000-Volt-Hochspannung liefert. Die Gesamtverantwortung für EDI liegt bei der University of New Hampshire (USA), wo das Instrument vollständig integriert und getestet wurde.  
SMILE  
SMILE (Solar wind Magnetosphere Ionosphere Link Explorer) ist eine gemeinsame Mission der Europäischen Weltraumorganisation ESA und der Chinesischen Akademie der Wissenschaften (CAS), die die Wechselwirkung zwischen dem Sonnenwind und der Erdmagnetosphäre näher erforschen soll. Der Start ist für 2023 geplant. Obwohl bereits viele Satelliten - wie zum Beispiel Cluster, MMS und STEREO - die Sonne und ihren Einfluss auf die Erde beobachten, ist keine dieser Missionen in der Lage, diese Wechselwirkung in ihrer Gesamtheit zu betrachten. Vielmehr werden nur einzelne, lokale Prozesse und individuelle Wettergeschehnisse untersucht. SMILE wird diese Lücke füllen und unsere Magnetosphäre auf globaler Ebene erforschen. Damit erwartet man sich ein besseres Verständnis der Beziehung zwischen Sonne und Erde. Das IWF ist mit Hardware am Soft X-ray Imager (SXI) und wissenschaftlich am Magnetometer (MAG) beteiligt. Weitere Informationen zu SMILE findet man bei der ESA.  
DFG  
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.  
ASPOC  
In Regionen mit geringer Plasmadichte wird ein dem Sonnenlicht ausgesetzter Satellit durch den Austritt von Elektronen positiv (bis zu mehreren 10 Volt) aufgeladen. Das dadurch entstehende elektrische Feld stört die Messdaten der Elektronen- und Ionensensoren und die angezogenen Photoelektronen reduzieren die Lebensdauer der in Elektronensensoren eingebauten Micro-Channel-Plates. Das entstehende Potenzial kann auch die Genauigkeit der elektrischen Feldmessung erheblich beeinflussen. Das Instrument ASPOC neutralisiert das Satellitenpotenzial durch die Freisetzung von positiv geladenen Indium-Ionen. ASPOC wurde unter der Leitung des IWF in Kooperation mit RUAG Space Austria und FOTEC Forschungs- und Technologietransfer GmbH gebaut. Jedes ASPOC-Instrument enthält vier Ionenemitter, wobei immer nur ein Emitter zu einem gegebenen Zeitpunkt aktiv ist. Gegenüber früheren Missionen wurde sowohl das Design der Emitter und der Bordelektronik als auch die Kontrollsoftware verbessert.  
Magnetospheric MultiScale  
Die NASA-Mission Magnetospheric Multiscale (MMS) wurde am 13. März 2015 an Bord einer Atlas V-Trägerrakete von Cape Canaveral, Florida, aus gestartet. Ihr Ziel ist die Untersuchung der Dynamik der Erdmagnetosphäre und der ihr zu Grunde liegenden Energieumwandlungsprozesse. Vier identisch bestückte Satelliten führen seither dreidimensionale Messungen in der Erdmagnetosphäre durch. Die MMS-Satelliten sind ein weiterer Meilenstein nach der sehr erfolgreichen ESA-Mission Cluster: Sie fliegen noch näher zusammen und erforschen in mehreren Phasen unterschiedliche Gebiete des erdnahen Weltraums. Das IWF ist der größte nicht-amerikanische Partner der Mission. Im Mittelpunkt der Untersuchungen steht die magnetische Rekonnexion, bei der magnetische Energie in Teilchenenergie umgewandelt wird, wodurch auf der Erde magnetische Stürme und Phänomene wie das Nordlicht entstehen. MMS soll die verantwortlichen physikalischen Prozesse einschließlich der äußeren Bedingungen und des räumlichen und zeitlichen Verlaufs genauestens vermessen. Man erwartet sich aus den MMS-Daten aber auch weiterreichende Erkenntnisse über die Sonne und ihren Einfluss auf die Erde und das Sonnensystem. Die NASA hat das Southwest Research Institute (SwRI), San Antonio, USA, mit der Leitung der Mission betraut. Jede der Nutzlasten enthält den bisher umfangreichsten Satz an schnellen Teilchen- und Feldmessinstrumenten. Dazu gehört das Instrumentpaket FIELDS zur Messung elektrischer und magnetischer Felder mit jeweils mehreren Sensoren, drei Instrumentpakete für Teilchenmessungen (mit den Schwerpunkten hohe Zeitauflösung, Zusammensetzung und hochenergetische Teilchen) sowie Instrumente zur Regelung des Satellitenpotentials. Das IWF hat die Federführung bei der Potentialregelung der Satelliten (ASPOC) und ist an dem Elektronenstrahlinstrument (EDI) und dem Digital Fluxgate Magnetometer (DFG) beteiligt. Weiterführende Informationen finden Sie bei der NASA und am SwRI.  
RPW  
Das Radiowelleninstrument RPW (Radio and Plasma Waves) ist einzigartig unter den Instrumenten auf Solar Orbiter, da es sowohl In-Situ- als auch Remote-Sensing-Messungen durchführt. RPW misst die magnetischen und elektrischen Felder in hoher zeitlicher Auflösung und mithilfe mehrerer Sensoren und Antennen kann das Instrument die elektromagnetischen und elektrostatischen Wellen im Sonnenwind charakterisieren. Mit den Antennen der Raumsonde kann man Intensität, Polarisation und Einfallsrichtung von Radiowellen genau ermitteln und daraus deren Quellpunkt bestimmen. Diese Messungen liefern aber nur dann exakte Resultate, wenn man die Empfangseigenschaften der Antennen genau kennt. Die Methode der Rheometrie zur Antennenkalibrierung hat am IWF bereits eine lange Tradition, die in den 1990er Jahren mit Cassini begonnen hat. RPW wurde unter der Leitung von LESIA, Observatoire de Paris, Frankreich, entwickelt. Das IWF war für die Antennenkalibrierung verantwortlich und baute den Bordcomputer für RPW.  
Solar Orbiter  
Ziel: Sonne; Start: 2020; Agentur: ESA  
Fertigungsanlagen  
Der Reinraum des Instituts ist ein nach Klasse ISO-7 (<100.000 Staubteilchen pro m³) zertifiziertes Labor mit einer Gesamtfläche von 30 m². Er wird für die Fertigung, Prüfung und den Zusammenbau von Flughardware genutzt und bietet Platz für bis zu sechs Personen. Die Laminar-Flow-Reinraum-Werkbank verfügt über eine eigene Versorgung mit gefilterter Luft. Sie bietet Produktschutz, indem sie sicherstellt, dass das Werkstück in der Werkbank nur HEPA-gefilterter Luft (HEPA = High Efficiency Particulate Air) ausgesetzt ist. Die Innenabmessungen des Arbeitsbereiches betragen 1180 x 600 x 560 mm. Die Dampfphasen-Lötanlage eignet sich für die Produktion mittlerer Stückzahlen. Die maximale Leiterplattengröße beträgt 340 x 300 x 80 mm. Das Dampfphasenlöten ist eine flexible und zuverlässige Lötmethode. Dieses Lötverfahren eignet sich ideal für alle Arten von SMD-Bauteilen (Surface Mounted Device) und Basismaterialien. Dampfphasenlöten ermöglicht die Verarbeitung vieler verschiedener Komponenten unter Einhaltung eines genau vorprogrammierten Temperaturprofiles. Für die Platzierung von Fine-Pitch-Bauteilen und die Nachbearbeitung von elektronischen Baugruppen wird ein Infrarot-Löt- und Präzisionsplatzierungssystem verwendet. Der neue DispenseMate 585 ist ein Lötpastendrucker im kompakten Tischformat. Dieses Gerät ermöglicht eine präzise Dosierung von Lötpasten auf Leiterplatten. Als Option kann dieser Dispenser auch für den präzisen Klebstoffauftrag verwendet werden. Der Bewegungsbereich beträgt 525 x 525 mm.  
Infrastruktur  
Instrumente, die für den Einsatz im Weltraum gebaut werden, müssen reibungslos und zuverlässig über die gesamte Missionsdauer - oft mehr als zehn Jahre - funktionieren. Dafür werden sie im Labor unter Weltraumbedingungen auf Herz und Nieren geprüft. Zusammengebaut werden sie in staubfreien Räumen von Technikern in Schutzbekleidung. Das IWF verfügt über eine Reihe von Testanlagen und spezielle Einrichtungen für die Fertigung von Flughardware. Ein Hochleistungsrechner unterstützt die WissenschaftlerInnen bei der Bewältigung der enormen Datenmengen, die für Weltraummissionen ausgewertet werden müssen und bei Computersimulationen. Am Observatorium Lustbühel betreibt das IWF seit 1982 eine SLR-Station.