Věděli jste, že na slunci prší? Ne vodu, samozřejmě. Je to sluneční déšť, který se vyskytuje ve sluneční koroně, nejvzdálenější vrstvě složené z intenzivně horkého plazmatu. Tento jev zahrnuje chladnější, těžší kapky plazmy, které kondenzují vysoko nad povrchem Slunce a pak se vrhají zpět dolů.
Po celá léta výzkumníci nebyli schopni pochopit, jak se tento „déšť“ tak rychle tvořil během slunečních erupcí. Nyní vědci z University of Hawaiʻi konečně přišli na to, proč.
Záření pomáhá ochlazovat plazma ve sluneční koroně. Ale mix prvků v různých částech koróny není pevně daný. Mění se v čase a napříč regiony. Většina modelů to přehlíží a předpokládá, že úrovně prvků zůstávají všude konstantní.
Z tohoto důvodu se tyto modely snaží vysvětlit rychle se měnící události, jako je sluneční déšť, který se objevuje během erupcí a v aktivních zónách. Protože množství energie ztracené zářením závisí na přítomných prvcích, příliš zjednodušování jejich chování znamená, že chybí klíčová fyzika, která stojí za tím, jak sluneční atmosféra skutečně funguje.
Luke Benavitz, student prvního ročníku, který na projektu pracuje, řekl: „V současné době modely předpokládají, že distribuce různých prvků v koróně je konstantní v prostoru a čase, což zjevně není tento případ.“
Tým zjistil, že posuny ve směsi prvků, nazývané elementární abundance, mohou vysvětlit, jak se sluneční déšť tvoří tak rychle.
Aby bylo možné lépe modelovat, jak záření ochlazuje plazma Slunce, aktualizovali simulační nástroj nazvaný HYDRAD. Namísto předpokladu, že směs prvků zůstává všude a po celou dobu konstantní, umožňují ji měnit v prostoru a čase, zejména u prvků s nízkým prvním ionizačním potenciálem (low-FIP), které hrají klíčovou roli ve sluneční aktivitě.
Dokonce přidali novou rovnici pro sledování toho, jak se tyto prvky s nízkým FIP pohybují a mění. Když porovnali tento vylepšený model se starým, výsledky ukázaly mnohem lepší shodu se skutečnými událostmi slunečního deště.
HYDRAD je specializovaný simulační nástroj, který studuje, jak sluneční plazma proudí podél magnetických siločar, jako je doprava pohybující se vesmírným tunelem. Zachází s plazmatem jako se dvěma vzájemně se ovlivňujícími tekutinami (elektrony a ionty) a podrobně sleduje jejich chování.
To, co dělá HYDRAD výkonným, je jeho kompletní zpracování toku tepla a energie. Zahrnuje silné záření ze spodní atmosféry Slunce (chromosféry), vedení tepla s bezpečnostními kontrolami, aby se zabránilo nerealistickým špičkám, a slabé ztráty záření z koróny.
Společně tyto funkce pomáhají výzkumníkům modelovat dynamickou atmosféru Slunce s vysokou přesností.
Výzkumníci prokázali, že při sledování pohybu prvků s nízkou FIP atmosférou Slunce je snadné porozumět slunečnímu dešti.
Zde je to, co se stane: horké plazma stoupá ze spodních vrstev Slunce, proces zvaný chromosférické vypařování, a proudí podél magnetických smyček v koroně. U většiny smyček dochází k poklesu těchto prvků, s výjimkou úplného vrcholu neboli vrcholu, kde se jejich úrovně zvyšují. Toto zvýšení zvyšuje ztrátu záření přímo na vrcholu, rychle ochlazuje plazmu a způsobuje její kondenzaci. Tak se tvoří sluneční déšť ve smyčkách, které se náhle zahřejí, jako při erupcích.
V současné době žádný jiný solární model nebere v úvahu záření a zároveň umožňuje, aby se úrovně prvků měnily v prostoru a čase. Tyto posunující se časoprostorové abundance jsou však zásadní pro pochopení toho, jak se plazma ochlazuje v atmosféře Slunce a proč se tvoří sluneční déšť.
Vědci prokázali, že provedení těchto změn může v simulacích vyvolat koronální déšť. Zahrnutím časoprostorových hojností výzkumníci nejen vylepšují jeden model; také zlepšují způsob, jakým je ve všech magnetohydrodynamických modelech zacházeno s radiací.
V simulacích vědci předpokládali, že koronální smyčka již měla rozdělenou směs prvků, které označují jako frakcionované. Ale pokud zahrnují sílu zvanou ponderomotorická síla, mohli by modelovat smyčku z dřívější fáze, než se zahřeje.
Pozorování ze sondy Hinode/EIS to podporují. Zjistili, že sluneční déšť má složitý elementární otisk prstu. Samotný déšť vykazoval fotosférický podpis (na základě poměru křemíku a síry), zatímco žhavější plazma kolem něj mělo koronální podpis (na základě vápníku a argonu).
To odpovídá tomu, co model předpovídá: během chromosférického vypařování se poměr Si/S posouvá na fotosférický uvnitř deště, zatímco Ca/Ar zůstává koronální v okolní horké plazmě. To znamená, že déšť se tvoří prostřednictvím stejné fyziky, kterou popisuje model.
„Je vzrušující vidět, že když dovolíme prvkům, jako je železo, aby se časem měnily, modely konečně odpovídají tomu, co skutečně pozorujeme na Slunci,“ řekl Benavitz. „Fyzika díky tomu ožívá způsobem, který působí reálně.“
Spoluautor Jeffrey Reep dodal: „Tento objev je důležitý, protože nám pomáhá porozumět tomu, jak Slunce skutečně funguje. Nemůžeme přímo vidět proces zahřívání, takže používáme chlazení jako proxy. Ale pokud naše modely nezacházely s hojností správně, doba chlazení byla pravděpodobně nadhodnocena. Možná se budeme muset vrátit k rýsovacímu prknu na koronální vytápění, takže je potřeba udělat spoustu nového a vzrušujícího.“
Studie byla publikována v časopise The Astrophysical Journal.
Zdroj: University of Hawaii at Manoa prostřednictvím ScienceDaily
Čerpáme z těchto zdrojů: google.com, science.org, newatlas.com, wired.com, pixabay.com
