In this thesis, I investigate the properties and dynamics of structures in the solar atmosphere, together with important physical processes required in order to detect, numerically model and analyse them. The understanding of how these structures are formed, driven and how their energy dissipate into their surroundings is an important step in order to solve the problem of why the Sun’s atmosphere is heated to high temperatures in its outer layers. Numerical simulations of dynamic structures advected in time are an essential tool for studying how they form and evolve, as they enable access to physical quantities that are unavailable through direct observations. The formation, dynamics and observable signatures of solar atmospheric structures are primarily governed by radiative transfer, which describes the interaction between photons and matter and determines the observable emission, and magnetohydrodynamics, which governs the dynamics of plasma and how it interacts with its surroundings. Therefore, in this thesis, I present the two concepts and how they can be used for creating synthetic observable signatures.

The main topic of this work is the dynamics of small-scale structures and large-scale regions in the chromosphere and low transition region, and how to identify them using synthetic observables. Three-dimensional magnetohydrodynamic simulations were performed in order to model the solar atmosphere from the upper convection zone to the lower corona. The simulated structures and their dynamics are compared with observations using synthetic Hα and/or Si IV 1394 Å and 1403 Å spectral lines, generated using radiative transfer calculations. In Paper I, a low-lying transition region loop is successfully reproduced in terms of spectral signatures, geometry, temperature, and lifetime. In addition, heating mechanisms and three possible drivers are presented. In Paper II, a dynamic chromospheric structure exhibiting signatures of torsional Alfvén waves is presented. The study assesses the suitability of Hα as a diagnostic for detecting such waves but finds that it is not fully reliable, as it captures the dynamics of the torsional wave to a limited extent. In Paper III, potential physical processes behind the net redshift of Si IV 1394 Å are investigated in a model atmosphere containing solar plage. We find average redshifts and non-thermal velocities that are broadly consistent with previous studies. Our final results indicate that the primary driver is through localised heating along magnetic field lines, and that flows that act at larger scales along magnetic structures occur less frequently.

I den här avhandlingen undersöker jag egenskaperna hos dynamiska strukturer i solens atmosfär, tillsammans med viktiga fysikaliska processern som krävs för att observera, numeriskt modellera och analysera dem. Förståelsen av hur dessa strukturer uppstår, drivs och hur deras energi sprids till omgivningen är ett viktigt steg mot att lösa problemet kring varför solens yttre lager är så varma. Numeriska simuleringar är viktiga för att undersöka hur strukturerna uppstår och utvecklas över tid, eftersom att numeriska beräkningar möjliggör tillgång till mer information än vad direkta observationer kan. Med hjälp av simulerade fysikaliska parametrar kan vi undersöka deras utveckling närmare. Bildningen, evolutionen och de observerbara signaturerna hos strukturer i solens atmosfär styrs i huvudsak av strålningstransport, vilket beskriver hur fotoner interagerar med materia och vilken strålning som emitteras, och magnetohydrodynamik, som beskriver plasmats dynamik och hur den interagerar med sin omgivning. I denna avhandling presenterar jag de två fysikaliska koncepten och hur de kan användas för att skapa syntetiska observerbara signaler.

Huvudfokus för den här avhandlingen är dynamiken hos småskaliga strukturer och storskaliga regioner i kromosfären och den nedre transitionsregionen. Tredimensionella magnetohydrodynamiska simuleringar har genomförts för att modellera solens atmosfär från den övre konvektionszonen till den nedre koronan. De simulerade strukturerna och deras dynamik jämförs med observationer med hjälp av syntetiska Hα- och/eller Si IV 1394 Å och 1403 Å-spektrallinjer, genererade genom strålningstransportsberäkningar. I Artikel I har en lågt liggande loop i transitionsregionen reproducerats med avseende på emitterad strålning, geometri, temperatur och livslängd. Därutöver föreslås även uppvärmningsmekanismer och tre möjliga drivprocesser. I Artikel II presenteras en dynamisk kromosfärisk struktur som uppvisar signaturer av torsionella Alfvénvågor. Studien ämnar att undersöka lämpligheten hos Hα för att fungera som ett diagnostiskt verktyg för att upptäcka sådana vågor, men finner att den inte är pålitlig då den enbart fångar delar av den torsionella vågens dynamik. I Artikel III undersöks möjliga fysikaliska processer bakom den netto-rödförskjutning som tidigare observerats i Si IV 1394 Å, i en simulerad atmosfär innehållande en plage-region. Våra resultat indikerar att den huvudsakliga drivmekanismen är via lokaliserad uppvärmning och ökat lokalt tryck längs magnetfältslinjer, och att flöden som verkar på större skalor längs magnetiska strukturer förekommer mer sällan. Vi finner även att de genomsnittliga rödförskjutningarna och icke-termiska hastigheterna i vår modell i stort sett överensstämmer med tidigare studier.