Rozbłyski słoneczne mogą być inne niż zakładali naukowcy

Astronomowie porównali symulacje komputerowe z obserwacjami wykonanymi za pomocą teleskopu McMath-Pierce, aby sprawdzić czy model opisujący rozbłyski słoneczne jest poprawny. Odkryli, że istnieją pewne różnice.

Jak tłumaczą badacze, rozbłyski słoneczne to niezwykle intensywne zjawiska zachodzące w atmosferze Słońca, trwające od kilku minut do kilku godzin. Zgodnie ze standardowym modelem, energia wyzwalająca te eksplozje jest transportowana przez przyspieszone elektrony, które przemieszczają się z obszaru rekoneksji magnetycznej w koronie do chromosfery (warstwa atmosfery słonecznej, znajdująca się pomiędzy fotosferą, a warstwa przejściową).

Gdy elektrony zderzają się z plazmą chromosferyczną, deponują swoją energię w plazmie, która w konsekwencji jest podgrzewana i jonizowana. Powodują również intensywne promieniowanie w kilku zakresach widma elektromagnetycznego. Regiony, w których odkłada się energia, nazywane są „śladami” rozbłysków słonecznych, które zwykle występują w parach połączonych magnetycznie.

Nowe badanie, przeprowadzone przez naukowców z São Paulo Research Foundation, miało na celu sprawdzenie poprawności standardowego modelu poprzez porównanie wyników symulacji komputerowych opartych na nim z danymi obserwacyjnymi dostarczonymi przez teleskop McMath-Pierce podczas rozbłysku słonecznego SOL2014-09-24T17:50. Badanie koncentrowało się na pomiarze opóźnień czasowych między emisjami w podczerwieni z dwóch sparowanych źródeł chromosferycznych w rozbłysku i zostało opublikowane w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

„Odkryliśmy znaczącą różnicę między danymi obserwacyjnymi z teleskopu a zachowaniem przewidywanym przez model. W danych obserwacyjnych sparowane punkty pojawiły się jako dwa bardzo jasne regiony chromosfery. Ponieważ padające elektrony opuściły ten sam obszar koronalny i podążały podobnymi trajektoriami, obie plamy powinny rozjaśnić się niemal jednocześnie w chromosferze zgodnie z modelem, ale dane obserwacyjne wykazały opóźnienie między nimi wynoszące 0,75 sekundy” – mówi Paulo José de Aguiar Simões z Mackenzie Presbyterian University School of Engineering (EE-UPM) w São Paulo w Brazylii.

Zdaniem astronomów, opóźnienie 0,75 sekundy może wydawać się nieistotne, ale obliczyli, że maksymalne opóźnienie według modelu powinno wynosić 0,42 sekundy, biorąc pod uwagę wszystkie możliwe konfiguracje geometryczne. Rzeczywista wartość była o prawie 80 proc. wyższa.

„Wykorzystaliśmy zaawansowaną technikę statystyczną do określenia opóźnień czasowych między parami śladów i oszacowaliśmy niepewności dla tych wartości za pomocą metody Monte Carlo. Ponadto wyniki zostały przetestowane przy użyciu symulacji transportu elektronów i symulacji radiacyjno-hydrodynamicznych. Wykorzystując wszystkie te zasoby, byliśmy w stanie skonstruować różne scenariusze dla czasu tranzytu elektronów między koroną a chromosferą oraz czasu produkcji promieniowania podczerwonego. Wszystkie scenariusze oparte na symulacjach wykazały znacznie mniejsze opóźnienia czasowe niż dane obserwacyjne” – twierdzi Simões.

Jednym z testowanych scenariuszy było spiralne i magnetyczne uwięzienie elektronów w koronie.

„Korzystając z symulacji transportu elektronów, zbadaliśmy scenariusze obejmujące asymetrię magnetyczną między śladami rozbłysku. Oczekiwaliśmy, że opóźnienie czasowe penetracji chromosfery przez elektrony będzie proporcjonalne do różnicy w natężeniu pola magnetycznego między tymi śladami, co również zwiększyłoby różnicę w liczbie elektronów docierających do chromosfery z powodu efektu pułapkowania magnetycznego. Jednak nasza analiza danych z obserwacji rentgenowskich wykazała, że intensywności punktów stóp są bardzo podobne, co wskazuje na podobne ilości elektronów zdeponowanych w tych regionach i wyklucza to jako przyczynę obserwowanych opóźnień czasowych emisji” – tłumaczy Simões.

Symulacje radiacyjno-hydrodynamiczne wykazały również, że skale czasowe jonizacji i rekombinacji w chromosferze były zbyt krótkie, aby wyjaśnić opóźnienia.

„Symulowaliśmy skalę czasową emisji w podczerwieni. Obliczyliśmy transport elektronów do chromosfery, depozycję energii elektronów i jej wpływ na plazmę: ogrzewanie, ekspansję, jonizację i rekombinację atomów wodoru i helu oraz promieniowanie wytwarzane w miejscu, które powoduje uwolnienie nadmiaru energii. Promieniowanie podczerwone jest wytwarzane przez wzrost gęstości elektronów w chromosferze w wyniku jonizacji wodoru, który pierwotnie znajduje się w plazmie w stanie neutralnym. Symulacje wykazały, że jonizacja i emisja promieniowania podczerwonego zachodzą niemal natychmiastowo z powodu penetracji przez przyspieszone elektrony, a zatem nie mogą wyjaśnić opóźnienia 0,75 sekundy między emisjami punktowymi” – twierdzi Simões.

Jak wskazują naukowcy, żaden z procesów symulowanych zgodnie z modelem nie był w stanie wyjaśnić danych obserwacyjnych. Ich zdaniem standardowy model opisujący rozbłyski słoneczne wymaga przeformułowania, zgodnie z wymogami metody naukowej.

„Zaobserwowane opóźnienie czasowe między źródłami chromosferycznymi podważa standardowy model transportu energii przez wiązkę elektronów. Większe opóźnienie sugeruje, że w grę mogą wchodzić inne mechanizmy transportu energii. Mechanizmy takie jak fale magnetosoniczne lub transport przewodzący, między innymi, mogą być niezbędne do wyjaśnienia obserwowanego opóźnienia. Te dodatkowe mechanizmy powinny zostać wzięte pod uwagę, aby lepiej zrozumieć rozbłyski słoneczne” – podsumowuje Simões.

Emil Gołoś