Niedawne badanie ujawniło rozbieżności między symulowanymi przewidywaniami a rzeczywistymi obserwacjami rozbłysk słoneczny dynamiki, zwłaszcza w czasie emisji chromosfery, co sugeruje potrzebę rewizji standardowego modelu rozbłysków słonecznych.
To odkrycie podważa obecne rozumienie transportu energii podczas tych wydarzeń na niebie, wskazując na potencjalne alternatywne mechanizmy, takie jak fale magnetosoniczne lub transport przewodzący.
Rozbłyski słoneczne i model standardowy
Rozbłyski słoneczne to niezwykle intensywne zdarzenia zachodzące w atmosferze Słońca, trwające od kilku minut do kilku godzin. Zgodnie ze standardowym modelem rozbłysków energia napędzająca te eksplozje jest transportowana przez przyspieszone elektrony przemieszczające się z obszaru ponownego połączenia magnetycznego korony do chromosfery.
Kiedy te elektrony zderzają się z chromosferą osoczeuwalniają swoją energię, podgrzewając i jonizując plazmę. Ta interakcja wytwarza również intensywne promieniowanie w wielu pasmach widma elektromagnetycznego. Obszary, w których uwalniana jest ta energia, nazywane są „punktami rozbłysków” słonecznych i zwykle występują w parach połączonych magnetycznie.
Nowe badanie rzuca wyzwanie istniejącemu modelowi rozbłysków słonecznych
W niedawnym badaniu podjęto próbę sprawdzenia wiarygodności modelu standardowego poprzez porównanie wyników symulacji komputerowych opartych na modelu z danymi obserwacyjnymi dostarczonymi przez teleskop McMatha-Pierce’a podczas rozbłysku słonecznego SOL2014-09-24T17:50. Badanie skupiało się na pomiarze opóźnień czasowych pomiędzy emisją podczerwieni z dwóch sparowanych źródeł chromosferycznych w rozbłysku. W czasopiśmie ukazał się artykuł na temat badania Miesięczne powiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego.
Rozbieżności w czasie punktu rozbłysku słonecznego
„Odkryliśmy znaczącą różnicę między danymi obserwacyjnymi z teleskopu a zachowaniem przewidywanym przez model. W danych obserwacyjnych sparowane punkty ukazały się jako dwa bardzo jasne obszary chromosfery. Ponieważ padające elektrony opuściły ten sam obszar korony i podążały podobnymi trajektoriami, zgodnie z modelem obie plamki powinny rozjaśnić się w chromosferze prawie jednocześnie, ale dane obserwacyjne wykazały między nimi opóźnienie wynoszące 0,75 sekundy” – powiedział Paulo José de Aguiar Simões, pierwszy autor artykułu i profesor związany z Centrum Radioastronomii i Astrofizyki (CRAAM) w Szkole Inżynierskiej (EE-UPM) Uniwersytetu Mackenzie Presbyterian w São Paulo w Brazylii.
Opóźnienie wynoszące 0,75 sekundy może wydawać się nieistotne, ale badacze obliczyli, że maksymalne opóźnienie zgodnie z modelem powinno wynosić 0,42 sekundy, biorąc pod uwagę wszystkie możliwe konfiguracje geometryczne. Rzeczywista liczba była o prawie 80% wyższa. „Zastosowaliśmy zaawansowaną technikę statystyczną, aby wywnioskować opóźnienia czasowe między parami punktów odniesienia i oszacować niepewności dla tych wartości metodą Monte Carlo. Ponadto wyniki przetestowano za pomocą symulacji transportu elektronów i symulacji radiacyjno-hydrodynamicznych. Wykorzystując wszystkie te zasoby, byliśmy w stanie skonstruować różne scenariusze czasu przelotu elektronów między koroną a chromosferą oraz czasu wytwarzania promieniowania podczerwonego. Wszystkie scenariusze oparte na symulacjach wykazały znacznie mniejsze opóźnienia czasowe niż dane obserwacyjne” – powiedział Simões.
Badanie alternatywnych przyczyn opóźnień
Jeden z przetestowanych scenariuszy dotyczył spirali i magnetycznego uwięzienia elektronów w koronie. „Korzystając z symulacji transportu elektronów, zbadaliśmy scenariusze obejmujące asymetrię magnetyczną pomiędzy punktami rozbłysków. Oczekiwaliśmy, że opóźnienie penetracji chromosfery elektronów będzie proporcjonalne do różnicy w natężeniu pola magnetycznego między punktami, co również zwiększy różnicę w liczbie elektronów docierających do chromosfery z powodu efektu pułapki magnetycznej. Jednak nasza analiza danych z obserwacji rentgenowskich wykazała, że intensywności punktów są bardzo podobne, wskazując na podobną ilość elektronów osadzonych w tych obszarach i wykluczając to jako przyczynę obserwowanych opóźnień w emisji” – powiedział.
Symulacje radiacyjno-hydrodynamiczne wykazały również, że skale czasowe jonizacji i rekombinacji w chromosferze były zbyt krótkie, aby wyjaśnić opóźnienia. „Symulowaliśmy skalę czasową emisji podczerwieni. Obliczyliśmy transport elektronów do chromosfery, osadzanie się energii elektronów i jego wpływ na plazmę: ogrzewanie; ekspansja; jonizacja i rekombinacja atomów wodoru i helu; oraz promieniowanie wytwarzane w danym miejscu, którego efektem jest uwalnianie nadmiaru energii. Promieniowanie podczerwone powstaje w wyniku wzrostu gęstości elektronów w chromosferze w wyniku jonizacji wodoru, który pierwotnie znajduje się w plazmie w stanie obojętnym. Symulacje wykazały, że jonizacja i emisje w podczerwieni zachodzą niemal natychmiast w wyniku penetracji przyspieszonych elektronów, w związku z czym nie można wyjaśnić opóźnienia wynoszącego 0,75 sekundy pomiędzy emisjami punktowymi” – powiedział Simões.
Potrzeba przeformułowania modelu
Podsumowując, żaden z procesów symulowanych zgodnie z modelem nie okazał się zdolny do wyjaśnienia danych obserwacyjnych. Wniosek, jaki wyciągnęli badacze, był w pewnym stopniu oczywisty: standardowy model rozbłysków słonecznych wymaga przeformułowania, zgodnie z wymogami metody naukowej.
„Opóźnienie czasowe obserwowane pomiędzy źródłami chromosfery podważa standardowy model transportu energii za pomocą wiązki elektronów. Dłuższe opóźnienie sugeruje, że mogą być zaangażowane inne mechanizmy transportu energii. Aby uwzględnić obserwowane opóźnienie, mogą być konieczne między innymi mechanizmy takie jak fale magnetosoniczne lub transport przewodzący. Aby w pełni zrozumieć rozbłyski słoneczne, należy wziąć pod uwagę te dodatkowe mechanizmy” – powiedział Simões.
Odniesienie: „Precyzyjne synchronizowanie źródeł punktowych rozbłysków słonecznych na podstawie obserwacji w średniej podczerwieni”: Paulo JA Simões, Lyndsay Fletcher, Hugh S Hudson, Graham S Kerr, Matt Penn i Karla F Lopez, 26 czerwca 2024 r., Miesięczne powiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego.
DOI: 10.1093/mnras/stae1511
FAPESP wsparł badanie za pośrednictwem dwóch projektów (13/24155-3 i 22/15700-7).
