Korona słoneczna może przekraczać milion stopni Celsjusza, choć widoczna powierzchnia Słońca ma około 5500°C. Eksperyment z plazmą wytworzoną laserowo pokazał, jak niestabilności jej przepływu mogą zbliżać przeciwne pola magnetyczne i uruchamiać dodatkowe ogrzewanie. W jednej konfiguracji temperatura elektronów była niemal dwukrotnie wyższa niż w próbie porównawczej.
To jedna z najbardziej uporczywych zagadek fizyki Słońca: dlaczego jego rozrzedzona, zewnętrzna atmosfera jest znacznie gorętsza od znajdującej się poniżej powierzchni? Utrzymanie tak wysokiej temperatury wymaga dostarczania energii, ale ustalenie dokładnego przebiegu tego procesu pozostaje trudne.
Naukowcy z Chin odtworzyli w laboratorium mechanizm, który może odpowiadać za część ogrzewania. W eksperymencie struktury powstające w plazmie pomagały skupiać pola magnetyczne, umożliwiając uwalnianie ich energii. Wyniki opublikowano w „Physical Review Letters”.
Korona słoneczna i hipoteza nanorozbłysków
Jedno z możliwych wyjaśnień wysokiej temperatury korony zakłada udział ogromnej liczby niewielkich zdarzeń energetycznych, nazywanych nanorozbłyskami. Pojedyncze zjawisko dostarcza stosunkowo mało energii, ale ich łączny wkład może mieć znaczenie dla całej atmosfery Słońca.
Energia może być uwalniana podczas rekoneksji magnetycznej. Dochodzi do niej, gdy odpowiednio zbliżone obszary pola o przeciwnych kierunkach zmieniają swój układ połączeń. Część zgromadzonej energii trafia wtedy do cząstek plazmy, zwiększając ich energię i temperaturę.
Nowe badanie dotyczyło przede wszystkim tego, co może doprowadzać takie pola do spotkania. Zespół sprawdził, czy rolę tę mogą odgrywać niestabilności rozwijające się na granicy obszarów plazmy o różnej gęstości.
Cztery wiązki laserowe i pofałdowana tarcza
Eksperyment przeprowadzono w ośrodku laserowym Shenguang-II w Szanghaju. W zespole znaleźli się między innymi Wei Sun z Chińskiego Instytutu Energii Atomowej oraz Yongli Ping z Uniwersytetu Normalnego w Pekinie.
Naukowcy skierowali cztery nakładające się wiązki laserowe na plastikową tarczę o drobno pofałdowanej powierzchni. Impulsy trwały miliardową część sekundy, czyli jedną nanosekundę. Dostarczona energia przekształcała materiał tarczy w plazmę — stan materii zawierający swobodne, naładowane elektrycznie cząstki.
Początkowe nierówności powierzchni miały istotne znaczenie. Gdy plazma rozszerzała się w mniej gęstym otoczeniu i wyhamowywała, zaburzenia na jej granicy rosły. Tworzyły wydłużone wypustki i struktury przypominające grzyby.
To przejaw niestabilności Rayleigha–Taylora. W tym doświadczeniu okazała się ona możliwym początkiem procesu prowadzącego do dodatkowego ogrzewania.
Jak struktury plazmy zbliżały pola magnetyczne?
Wokół rozwijających się wypustek powstawały własne pola magnetyczne plazmy. Sąsiednie struktury mogły wytwarzać pola skierowane przeciwnie.
Symulacje komputerowe pokazały, że wzrost i rozszerzanie tych struktur zbliżały obszary przeciwnego pola. Powstawały w ten sposób warunki umożliwiające rekoneksję.
Znaczenie wyniku polega na powiązaniu dwóch skal zjawiska. Niestabilność przepływu organizowała plazmę w większe struktury, które następnie tworzyły warunki do uwalniania energii magnetycznej w mniejszych obszarach.
Autorzy wskazują, że taki ciąg zdarzeń może uruchamiać część nanorozbłysków w odpowiednich warunkach koronalnych.
Elektrony osiągnęły temperaturę około 820 tysięcy stopni
Aby sprawdzić znaczenie pofałdowanej powierzchni, badacze wykonali również doświadczenie z płaską tarczą. Uzyskali wtedy gładszy przepływ plazmy, bez podobnie rozwiniętych struktur palczastych.
Temperaturę elektronów oszacowano na podstawie promieniowania rentgenowskiego emitowanego przez plazmę. W konfiguracji z pofałdowaną tarczą jej szczytowa wartość odpowiadała około 820 000°C. W próbie z płaską tarczą była mniej więcej o połowę niższa.
Mierzono temperaturę elektronów, a nie jednakową temperaturę wszystkich składników układu. To rozróżnienie jest ważne przy opisywaniu tak krótkotrwałych procesów w plazmie.
Dodatkowy sprawdzian przeprowadzono w symulacji komputerowej, w której zablokowano powstawanie pól magnetycznych. Wówczas dodatkowe ogrzewanie w dużej mierze zanikało. Wspiera to interpretację, że pola i związane z nimi procesy odpowiadały za istotną część różnicy.
Co ma z tym wspólnego deszcz koronalny?
Na Słońcu warunki sprzyjające podobnej niestabilności mogą pojawiać się podczas deszczu koronalnego. Jest to zjawisko, w którym względnie chłodna i gęsta plazma opada przez gorętsze, rzadsze otoczenie.
Na granicach takich obszarów występują różnice gęstości oraz prędkości przepływu. Mogą one sprzyjać rozwojowi struktur, które zbliżają przeciwne pola magnetyczne i umożliwiają lokalne uwalnianie energii.
Eksperyment daje możliwość dokładniejszego badania tych etapów. Na samym Słońcu część istotnych procesów zachodzi w obszarach zbyt małych i zmieniających się zbyt szybko, by można było wyraźnie rozdzielić je w obserwacjach.
Dlaczego zagadka ogrzewania korony pozostaje otwarta?
Plazma laboratoryjna miała znacznie większą gęstość niż plazma koronalna, a analizowane zdarzenia trwały znacznie krócej niż słoneczne nanorozbłyski.
Badacze porównali kluczowe bezwymiarowe parametry fizyczne, aby ocenić podobieństwo procesów mimo różnicy skali. Aparatura nie odtwarzała jednak pełnego sposobu gromadzenia energii magnetycznej w atmosferze Słońca.
Wynik pokazuje zatem, że opisany mechanizm może działać i skutecznie ogrzewać elektrony. Nie określa jeszcze, jak często występuje na Słońcu ani jaki udział ma w całkowitym bilansie energetycznym korony.
Do odpowiedzi potrzebne będą kolejne eksperymenty i obserwacje. Nowa praca dostarcza im konkretnego punktu odniesienia: pokazuje, jak niestabilny przepływ plazmy może sam tworzyć warunki do rekoneksji i zamiany energii magnetycznej w ciepło.
Wyniki badań opublikowano w czasopiśmie Physical Review Letters .