Rozwiązano zagadkę deszczu słonecznego: ulewa plazmowa, która spada w ciągu kilku minut

Prawdziwe opady występują na Słońcu, ale nie woda: Są to prądy żarzącej się plazmy, które opadają kierowane przez pole magnetyczne. Zjawisko to, tzw deszcz słoneczny, od lat stanowił zagadkę dla badaczy ze względu na szybkość, z jaką wybuchał.

Zespół z Uniwersytetu Hawajskiego uporządkował tę zagadkę, publikując pracę w Czasopismo astrofizyczne, Gdzie Wykazują one, że skład chemiczny korony słonecznej nie jest stały., a ten szczegół całkowicie zmienia tempo chłodzenia i kondensacji plazmy.

Czym jest deszcz słoneczny i dlaczego jest zaskakujący

W przeciwieństwie do deszczu ziemskiego, deszcz słoneczny występuje w koronie, najbardziej zewnętrzna i bardzo gorąca warstwa atmosfery Słońca, gdzie małe obszary plazmy gwałtownie się ochładzają, zwiększają gęstość i opadają do niższych warstw z dużą prędkością. Zagadkowe było to, że zamiast poświęcać godziny zgodnie z przewidywaniami klasycznych modeli, W ciągu kilku minut podczas erupcji pojawiły się „krople” plazmy.

Obserwacje za pomocą sond słonecznych i teleskopów potwierdziły to przyspieszone zachowanie, lecz obliczenia go nie powtórzyły. Powód, autorzy wyjaśniają teraz, Od początku zakładano, że jest on jednorodny i niezmienny w swojej mieszance elementów, uproszczenie, które odbiło się negatywnie na symulacji rzeczywistości.

Brakujący element: korona o zmiennej chemii

Kluczowy przełom następuje w umożliwieniu obfitość pierwiastków zmienia się w przestrzeni i czasie w symulacjach. Wprowadzając zmiany w proporcjach elementów niska pierwsza energia jonizacji —jak żelazo lub krzem—, Model ujawnia, że ​​obszary te działają jak niezwykle wydajne radiatory. gdy koncentrują się na wierzchołkach pętli koronalnych.

Ten lokalny nadmiar ciężkich pierwiastków ułatwia znacznie szybszą utratę energii poprzez promieniowanie niż szacowano, co powoduje nagłe ochłodzenie i kondensację plazmy. Według zespołu pod kierownictwem Luke Fushimi Benavitz Jeffrey W. Reep, wraz ze zmianą składu chemicznego korony, zastosował „przełącznik”, który pozwolił symulacji odtworzyć to, co można zaobserwować za pomocą teleskopów.

Krok po kroku: od błysku do kaskady plazmowej

Wszystko zaczyna się od erupcji, która impulsywnie podgrzewa chromosferę., warstwa znajdująca się pod koroną. To ciepło napędza tzw. parowanie chromosferyczne:gęsty materiał unosi się i wypełnia pętle magnetyczne korony plazmą, której skład jest bardziej zbliżony do składu fotosfery.

Gdy już jesteś na szczycie, przepływ koncentruje pierwiastki takie jak żelazo i krzem w najwyższym punkcie pętliAkumulacja ta, ze względu na swoją dużą zdolność do wypromieniowywania energii, powoduje bardzo lokalne chłodzenie. Spadek ciśnieniapobliskie środowisko zapewnia więcej plazmy, Gęstość wzrasta i pojawia się niestabilność termiczna, która przyspiesza proces.:Materiał ulega kondensacji i w ciągu kilku minut rozpoczynają się opady koronalne.

Ten ciąg zdarzeń – erupcja, parowanie, wzbogacenie w pierwiastki ciężkie, gwałtowne ochłodzenie i kolaps – w końcu pasuje do sekwencji zarejestrowanych przez instrumenty dedykowane monitorowaniu aktywności słonecznej. Dla autorów: To nie jest anegdotyczny produkt ubocznyale istotny proces dynamiczny atmosfery Słońca.

Implikacje dla prognozowania pogody kosmicznej

Zrozumienie, kiedy i gdzie powstają te roje plazmy, to nie tylko teoretyczny triumf. Łącząc roje słoneczne z chemią i dynamiką pętli magnetycznych, Nowy model daje wskazówki dotyczące dostrajania alerty pogodowe dotyczące kosmosu, niezbędne do ochrony satelitów, sieci komunikacyjnych, nawigacyjnych i energetycznych.

Symulacje bardziej wierne rzeczywistemu zachowaniu korony umożliwiają lepsze przewidywanie skutków erupcji i wyrzutów masy koronalnejW praktyce mając bardziej precyzyjne okna ostrzegawcze może zadecydować o tym, czy zakłócenie będzie możliwe do opanowania, czy też spowoduje kosztowną przerwę w świadczeniu kluczowych usług.

Co dalej w fizyce słonecznej?

Badanie otwiera drogę do bardziej szczegółowego mapowania tego, jak liczebność pierwiastków w koronie zmienia się w czasie i jak łączą się one z zmiany w polu magnetycznymZespół proponuje połączenie modeli i obserwacji w celu śledzenia tych zmian w różnej skali.

Instrumenty takie jak Obserwatorium Dynamiki Słonecznej i misje zbliżające się coraz bardziej do Słońca, takie jak Sonda słoneczna Parker, może dostarczać dane w czasie rzeczywistym, które umożliwiają weryfikację i udoskonalanie tych symulacji. Celem jest Zbuduj ujednoliconą strukturę łączącą erupcje, chemię koronalną i opad plazmy z możliwością predykcyjną.

Z Ta praca podpisany przez Luke Fushimi Benavitz, Jeffrey W. Reep, Lucas A. Tarr i Andy SH To en Czasopismo astrofizyczneSpołeczność ma spójne wyjaśnienie, dlaczego deszcze słoneczne pojawiają się tak szybko podczas erupcji. Okazuje się, że mniej jednolita korona, niż wcześniej sądzono, jest przyczyną kluczem do zrozumienia tej ognistej ulewy, która spada na naszą gwiazdę.