SOLEN 4: Flares og masseudsendelser i koronaen
Forskerne har undersøgt mange forskellige klasser af fænomener i koronaen. Det karakteristiske ved koronaen er, at den ændrer sin struktur på mange forskellige tids- og længdeskalaer. I den forbindelse findes to begivenhedstyper, som er specielt markante.
Højopløsnings røntgenbillede taget med TRACE. Nederst i billedet findes en kornet overflade, der repræsenterer den nederste del af koronaen. Over dette er tynde, lyse bånd med en meget karak-teristisk arkade struktur. Disse strukturer repræsenterer magnetfelts-linier i koronaen.
Den ene er kendt som Flares, der dækker over begivenheder, hvor en stor mængde magnetisk energi frigives gennem magnetisk reconnection i eksplosionslignende begivenheder. Flares ses tydeligt i røntgenobservationer som lokale kraftige forøgelser af intensitet over et relativt kort tidsinterval -- fra sekunder og op til en halv time. Den rumlige opløsning af visuelle og røntgenobservationer er langt fra høj nok til at observere de detaljerede processer der finder sted i det meget lille diffusionsområde - under 1-10 km. Observationer viser derfor kun indirekte effekten af reconnection processen, f.eks. gennem ændringen af magnetfeltets struktur og forekomsten af store områder med forhøjet røntgenintensitet og høje plasmahastigheder. Ved hjælp af radioobservationer er det muligt at opløse begivenheden rent tidsligt. Det viser, at store flares er sammensat af mange små begivenheder, som finder sted på millisekundtidsskalaer. Dette har ledt til antagelsen, at flares kan beskrives som en kaskade af begivenheder, der finder sted i et stresset system, der befinder sig i en super-kritisk tilstand. I et sådant system kan en meget lille forstyrrelse udløse en flare af en vilkårlig størrelse med en sandsynlighed der, er bestemt af en potenslov. Flere analyser af flareobservationer har vist, at deres størrelsesfordelingsfunktion netop følger en potenslov med en konstant eksponent, mens amplituden varierer med solens magnetiske 22 års cyklus.
Et TRACE billede af en kompliceret magnetfelts-struktur i koronaen.
Når man kender eksponenten og amplituden, kan man beregne den energi, alle flares på solen frigiver. Den eksponent, som den observerede fordeling har indikerer, at de største flares bidrager mest til den samlede koronaopvarmning. Samtidig er det også klart, at de store flares ikke bidrager nok til at kunne opretholde en varm korona, og vi må derfor lede efter andre kandidater. Et ofte diskuteret problem er, hvorvidt observationer registrerer alle mindre flares korrekt og faktisk giver os et korrekt billede af fordelingsfunktionen. Der er flere problemer forbundet med at registrere de svageste flares; de er ikke meget kraftigere end den baggrunds stråling koronaen udsender. Det skyldes, at koronaen er optisk tynd, og den røntgenstråling der observerers, er summen af den stråling, plasmaen udsender over en lang synslinie gennem koronaen, mens de små flarebegivenheder er begrænsede til små områder. Yderligere er deres observationelle signatur ikke nødvendigvis den samme som de kraftigere flares. Dette skyldes, at de frigør mindre energi og dermed opnår en lavere temperatur med en tilhørende anderledes spektralfordeling. Endelig kan der være problemer med at observere dem da de rumligt er mindre end instrumenternes opløsningsevne. Fordelingsfunktionen kan derfor være fejlagtig for de mindste flares og dermed give et forkert billede af, hvor megen energi de bidrager med. En formodning er derfor at disse mange små begivenheder bidrager betydeligt til den samlede energifrigivelse, og at det er dem, der er ansvarlige for at bibeholde solens varme korona - men det er ikke endeligt bevist.
En teoretisk fremstilling af hvordan magnetfeltet over fotosfæren ser ud. Modellen er lavet ved at benytte en observeret magnetfeltsfordeling fra fotosfæren, og efterfølgende beregne en model for strukturen over denne overflade. Farven langs de viste feltlinierne indikerer højden over fotosfæren. Langt de fleste feltlinier er forankret over korte afstande, og kun få feltlinier når store højder – op i koronaen. (Udlånt af Robert Close, University of St Andrews).
Et kombineret billede, hvor solens skive viser stråling med en temperatur på omkring 10.000 Kelvin. Uden om dette er et billede af koronaen, hvor en KMU ses på den venstre side, mens højre side viser åbne feltlinier, der forbinder solens overflade med det interplanetariske rum. Bemærk størrelsen af KMU begivenheden - fodpunkterne strækker sig over en meget stor afstand på solens overflade.
Koronale Masse Udsendelser
Den anden store type begivenheder kaldes Koronale Masse Udsendelser (KMU). I modsætning til flares, som er et fænomen i koronaen, slynger KMU'er store mængder plasma ud i det interplanetariske rum. KMUer er associeret med Prominencer, som er koncentrationer af koldt plasma placeret hængende højt oppe i koronaen. Prominencer er typisk 70.000 km. lange, har plasmatætheder og temperaturer, der er henholdsvis 20 gange højere og mindre end den korona, de befinder sig i. De er meget stabile objekter. De dannes typisk på under et døgn og har for det meste levetider på op mod en måned, hvorefter de fleste stille og roligt opløses igen. De dannes over langstrakte områder hvor magnetfeltet gennem fotosfæren skifter retning fra den ene side til den anden - polaritets inversions linier. For at holde den kolde plasma fanget oppe i koronaen, og modvirke tyngdekraften, kræves en spiral-lignende magnetfeltsstruktur i området omkring prominencen. I hvidt lys ses de som mørke strukturer mod soldisken, mens de ved solens kant fremstår som store lysbroer, der strækker sig væk fra solen.
Nogle af disse strukturer er ustabile, og det kan resultere i, at selve kerneområdet accelereres væk fra solen, samtidig med, at en flare ofte finder sted neden under dem. Hvad der driver dem er uklart. Om det er flaren, der starter processen ved at klippe de feltlinier over, som holder prominencen på plads, en magnetisk instabilitet i det snoede magnetfelt eller forekomsten af en ny magnetfelts struktur under prominencen, der udløser processen, er ikke klart. Men resultatet er, at prominencen accelereres væk fra solen og opnår hastigheder på op til flere 100 km/s.
En kunsterisk fremstilling af en KMU på vej mod jorden, som beskyttes af sit eget magnetfelt.
Langt de fleste KMUer sendes ud i en retning, så de ikke kommer tæt på jorden. Hvis en stor KMU kommer i vores retning, kan det have forskellige konsekvenser. Lige fra at generere overdådigt nordlys på nattehimlen til at kortslutte satellitter og i enkelte tilfælde ligefrem kortslutte strømforsyningen i store landområder omkring polerne. Det sidste er sket et par gange i USA inden for de sidste 10-15 år. Endelig kan det have fatale konsekvenser for astronauterne på den internationale rumstation og fremtidige interplanetariske rumrejser. Forskningen i rumvejr er derfor af stor samfundsøkonomisk betydning, og har efter afslutningen af den kolde krig i 90erne været en betydelig bidragsyder til solforskning, med forståelse og forudsigelser af KMUer og deres bane væk fra solen som deres hovedinteresse.
Computerkraft sætter grænser for partikelsimulering
Hvordan forstår og forudsiger man den fysiske udvikling af en magnetisk plasma? Generelt er det så komplekse systemer at man ikke når langt med pen og papir, og i stedet benyttes computermodeller. Fysisk set er der to primære metoder.
Resultatet af en flare observeret med Hinode. I centeret findes en solplet, langs hvilken fodpunkterne af en arkadelignende struktur oplyses. En flare har fundet sted over dette område og de lyse bånd viser den lokale opvarmning af plasmaen i arkadens fodpunkter.
Enten er man interesseret i det, der sker på så korte længdeskalaer at det er enkelte partikler, der bestemmer den fysiske udvikling. Dette er nødvendigt når plasmatætheden er så lille, at der sker så få partikelkollisioner, at det ikke giver mening at definere makroskopiske parametre som plasma tæthed, hastighed og temperatur. Det betyder samtidig, at de typiske længde- og tidsskalaer, modellen repræsenterer, kun er nogle få gange den fri middelvejlængde for partiklerne med tilhørende korte tidsskalaer. Denne tilnærmelse benyttes f.eks. til at undersøge de fysiske processer i magnetisk reconnection. Seriøse partikelsimuleringer er først blevet mulige at gennemføre med rimelig statistisk sikkerhed efter computerkraften har overskredet et passende minimumsniveau. Selv i dag er regnekraften en begrænsende faktor og typiske eksperimenter kan indeholde mellem 10-1000 millioner (107-109) pseudo partikler. Til sammenligning indeholder 1 liter luft omkring os omkring 1023 partikler, så vi er langt fra at kunne gennemføre 1:1 modeller med denne metode.
I mange situationer er man interesserede i hvordan plasmaen udvikler sig på meget større længde- og tidsskalaer end partikelmodellen kan håndtere. For at kunne lave mere direkte sammenligninger med observationer, er det nødvendigt at benytte en makroskopisk beskrivelse af plasma. Forudsætningen er, at plasmaen kan beskrives med makroskopiske parametre som tæthed, temperatur, hastighed og magnetisk feltstyrke. Til dette benyttes den såkaldte Magneto-Hydro-Dynamiske (MHD) approximation. I solfysik benyttes MHD til at lave numeriske eksperimenter af alt fra modeller af konvektionszonen, flares til KMU modeller. Denne type modeller har to slags begrænsninger. Hvis man numerisk skal repræsentere alle længdeskalaer i solproblemer på korrekt vis i en 3D model, kræver det omkring 1030 data-punkter. Dette er langtfra muligt med dagens regnekraft, hvor der typisk kan benyttes op til nogle få gange 1010 datapunkter. Det betyder at man ikke kan repræsentere de korrekte variationer i de fysiske længdeskalaer, men dog er i stand til at separere dem tilstrækkeligt meget til kvalitativt at repræsentere storskalaudviklingen. Det andet typiske kompromis der indgås, relaterer til den fysiske beskrivelse af energiflowet. Typisk simplificeres det så meget, at det er muligt at gennemføre længere modelberegninger. Valget af energiligningen er altafgørende for hvor realistisk den numeriske model bliver, og det er implementationen af den ligning, der typisk bestemmer hvor beregningstung den numeriske model er.
Af lektor Klaus Galsgaard, Niels Bohr institutet.