Structuring of the quiet solar corona
The heating of the solar corona, the tenuous outer atmosphere of the Sun, has remained one of the major open questions in solar physics for decades. How the coronal plasma, above the much cooler photosphere, reaches temperatures of millions of degrees is closely related to the magnetic field on the Sun. The magnetic field permeates the solar atmosphere, shaping various active phenomena, from the large active regions with sunspots to the small magnetic features in the so-called quiet Sun. The corona is structured by the magnetic field, as is particularly evident in bright, arch-shaped coronal loops, where hot plasma is tied to the field lines that connect opposite magnetic polarities in the photosphere. In contrast to the clear loops, the corona also exhibits regions of diffuse-looking emission, that show no obvious substructure. The diffuse corona is rarely studied, despite its significant emission at the extreme-ultraviolet (EUV) wavelengths. This poses the questions of what determines the amount of structure we can see in the corona, how the diffuse emission is connected to magnetic footpoints in the lower atmosphere, and how different the heating mechanisms in distinct loops and in the diffuse areas are. To shed light on these questions, in this thesis we focus on observations of the quiet corona, whose magnetic footpoints lie in the supergranular magnetic network in the photosphere. In two complementary studies, we explore how this highly-structured magnetic foundation can support both structured small loops, and featureless diffuse emission. Our first study is related to coronal bright points, prominent systems of loops in the quiet corona, that connect small bipoles (~ 20 Mm) in the junctures of the magnetic network. Although very compact, these are complex, multi-thermal features that span different layers in the solar atmosphere. We investigate the thermal structuring of these loops by using the differential emission measure (DEM). By combining spectral data from the EUV spectrometer SPICE on board Solar Orbiter, and imaging data from AIA on board the Solar Dynamics Observatory (SDO), we simultaneously covered a broad range of temperatures, from the low transition region to the corona (log T[K] ≈ 4.6—6.5). We analyzed 14 bright points, and found common behavior in terms of their DEM curves when compared to the average emission of the quiet Sun. At the low-temperature end, below log T[K] ≈ 5.2, the negative slope of the bright points’ DEM is similar to that of the average quiet Sun. In the upper transition region (log T[K] ≈ 5.2—6.0), the increase of the DEM towards the corona is significantly shallower in the bright points. Our findings are relevant for coronal heating models, and based on earlier studies, imply less frequent heating events in bright points in comparison to the average quiet Sun. This apparent dichotomy between the plasma at lower and higher temperatures could also imply distinct heating mechanisms, or thermally disconnected loops in the two temperature regimes. The other side of the coin, opposite of highly structured features, are diffuse regions, to which we turn our attention to in the second part. We focus on a diffuse region observed in coronal images from AIA, above the supergranular network in the quiet Sun. By combining this with the transition-region spectra from IRIS, and the photospheric magnetograms from HMI on SDO, we study how the diffuse emission connects to its magnetic footpoints in the lower atmosphere. We found that the diffuse region hosts plasma at close to 1 MK, related to a magnetic canopy which extends above unipolar magnetic footpoints. Unlike the small loops in coronal bright points, the diffuse region evolves gradually over more than five hours, while showing no clear substructure. This is also contrasted with its footpoint area, where we found spicule-like features and signatures of upflows, that might supply heated material to the diffuse region. Based on magnetic field extrapolations we performed, the diffuse region is found to be located at the base of a long-ranging loop, which has its other footpoint at a great distance of about 300 Mm. The orientation of this loop base toward the observer suggests that integration along the line of sight could be the main reason for the lack of structure seen in the coronal emission, at least in this case. In summary, by using recent observations that span the solar atmosphere, we studied the quiet corona and its connection to the magnetic footpoints, both in small loops and in the regions with diffuse emission. Explaining how structures form in the corona, and why large areas remain apparently featureless over long periods of time, is a challenging but important task in coronal physics, which might advance our understanding of coronal heating.
Die Aufheizung der Sonnenkorona, der dünnen äußeren Atmosphäre der Sonne, ist seit Jahrzehnten eine der wichtigsten offenen Fragen der Sonnenphysik. Wie das koronale Plasma oberhalb der viel kühleren Photosphäre Millionen von Grad erreicht, hängt eng mit dem Magnetfeld der Sonne zusammen. Das Feld durchdringt die Sonnenatmosphäre und prägt verschiedene aktive Phänomene, von den größten aktiven Regionen mit Sonnenflecken bis hin zu den kleinsten magnetischen Merkmalen in der ruhigen Sonne. Die Korona wird durch das Magnetfeld strukturiert, was besonders in den hellen, bogenförmigen koronalen Schleifen, auch koronale Bögen genannt, deutlich wird, wo heißes Plasma an die Feldlinien gebunden ist, die entgegengesetzte magnetische Polaritäten in der Photosphäre verbinden. Im Gegensatz zu den klaren Bögen weist die Korona auch Regionen mit diffuser Emission auf, die keine offensichtliche Substruktur zeigen. Die diffuse Korona wird trotz ihrer erheblichen Emission im extrem ultravioletten (EUV) Wellenlängenbereich nur selten untersucht. Dies wirft Fragen auf, wie die nach dem Grad der Strukturierung, die wir in der Korona sehen können, dem Zusammenhang der diffusen Emission mit ihren Fußpunkten in der unteren Atmosphäre und der Unterscheidung von Heizmechanismen in ausgeprägten Bögen und in den diffusen Bereichen. Die vorliegende Arbeit bezieht sich auf Beobachtungen der ruhigen Korona, deren magnetische Fußpunkte im supergranularen magnetischen Netzwerk in der Photosphäre liegen. In zwei komplementären Studien untersuchen wir, wie das magnetische Netzwerk sowohl strukturierte, kleine Bögen als auch diffuse Bereiche erzeugen kann. Die erste Studie befasst sich mit koronalen hellen Punkten, markanten Systemen von kleinen Bögen, die kleine magnetische Bipole (~ 20 Mm) an den Knotenpunkten des magnetischen Netzwerks in der ruhigen Sonne verbinden. Obwohl sie sehr kompakt sind, handelt es sich um komplexe, multithermische Erscheinungen, die sich über verschiedene Schichten der Sonnenatmosphäre erstrecken. Wir untersuchen die thermische Strukturierung dieser Schleifen mit Hilfe der differentiellen Emissionsmessung (DEM). Durch die Kombination von Spektraldaten des EUV-Spektrometers SPICE an Bord von Solar Orbiter und Bilddaten von AIA an Bord des Solar Dynamics Observatory (SDO) haben wir gleichzeitig einen breiten Temperaturbereich abgedeckt, der von der niedrigen Übergangsregion bis zur Korona reicht (log T[K] ≈ 4.6—6.5). Wir analysierten 14 helle Punkte und fanden ein gemeinsames Verhalten in Bezug auf ihre DEM-Kurven im Vergleich zur durchschnittlichen ruhigen Sonne. Im unteren Temperaturbereich, unterhalb von log T[K] ≈ 5.2, ist die negative Steigung der DEM ähnlich wie bei der ruhigen Sonne. Im oberen Übergangsbereich (log T[K] ≈ 5.2—6.0) ist der Anstieg der DEM zur Korona hin in den hellen Punkten deutlich flacher. Unsere Ergebnisse sind für koronale Heizungsmodelle von Bedeutung und deuten auf der Grundlage früherer Studien auf weniger häufige Heizungsereignisse in hellen Punkten im Vergleich zur ruhigen Sonne hin. Diese offensichtliche Dichotomie zwischen dem Plasma bei niedrigeren und höheren Temperaturen könnte auch auf unterschiedliche Heizmechanismen oder thermisch getrennte Bögen in den beiden Temperaturbereichen hindeuten. Die andere Seite der Medaille, das Gegenteil von stark strukturierten Merkmalen, sind diffuse Regionen, denen wir im zweiten Teil unsere Aufmerksamkeit widmen. Wir konzentrieren uns auf eine diffuse Region, die in koronalen Bildern von AIA oberhalb des supergranularen Netzwerks in der ruhigen Sonne beobachtet wurde. Durch die Kombination mit den Spektren der Übergangsregion von IRIS und den photosphärischen Magnetogrammen von HMI auf SDO untersuchen wir, wie die diffuse Emission mit ihren Fußpunkten in der unteren Atmosphäre verbunden ist. Wir fanden heraus, dass die diffuse Region Plasma in der Nähe von 1 MK beherbergt, das mit einem magnetischen Baldachin verbunden ist, der sich über unipolare magnetische Fußpunkte wölbt. Im Gegensatz zu den kleinen Bögen in den koronalen hellen Punkten entwickelt sich die Region allmählich über mehr als fünf Stunden und zeigt dabei keine klare Substruktur. Dies steht auch im Gegensatz zum Fußpunktbereich, wo wir Spiculen-ähnliche Merkmale und Anzeichen von Aufwärtsströmungen gefunden haben, die möglicherweise erhitztes Material in die diffusen Region injizieren. Ausgehend von den von uns durchgeführten Magnetfeldextrapolationen befindet sich die diffuse Region an der Basis eines langen koronalen Bogens, dessen anderer Fußpunkt sich in einer großen Entfernung von etwa 300 Mm befindet. Die Ausrichtung der unteren Region dieses Bogens auf den Beobachter deutet darauf hin, dass die Integration entlang der Sichtlinie wesentlich zu dem Fehlen an Struktur in der koronalen Emission beigetragen haben könnte. Anhand aktueller Beobachtungen, die sich über die gesamte Sonnenatmosphäre erstrecken, haben wir die ruhige Korona und ihre Verbindung zu den magnetischen Fußpunkten untersucht, sowohl in kleinen koronalen Bögen als auch in den Regionen mit diffuser Emission. Die Erklärung, wie sich Strukturen in der Korona bilden und warum große Gebiete über lange Zeiträume hinweg scheinbar strukturlos bleiben, ist eine anspruchsvolle, aber wichtige Aufgabe, die unser Verständnis der koronalen Heizung voranbringen könnte.
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