SOLEN 3: Magnetfeltsfordelingen og røntgenbilleder

Langt tilbage i tiden har det været kendt at solen har en lyssvag ydre atmosfære, som varierer meget i sin rumlige fordeling med tiden.

Før midten af 1800-tallet kunne koronaen kun observeres under totale solformørkelser, hvorefter man begyndte at benytte specielle kikkerter, kronografer. Først i 1970erne, med opsendelsen af den amerikanske rumstation Skylab, begyndte man at lave observationer i ekstrem ultraviolet- og røntgenområderne. Det er stråling, der udsendes af plasma med en temperatur på mellem 200.000 og flere millioner Kelvin.

Siden midten af 90erne har satellitter, som SoHO, TRACE og Hinode kraftigt forøget vores viden om solens korona.

SoHO :SoHOs hjemmeside 
TRACE: hjemmesiden for TRACE
Hinode: Hinodes hjemmeside

Et spørgsmål der har været diskuteret intenst siden opdagelsen af, at koronaen er op til flere millioner grader varm er, hvordan den høje temperatur kan opretholdes. Hvor kommer energien fra? Ved at studere billeder af magnetfeltsfordelingen i fotosfæren og røntgenbilleder af koronaen, ses en tydelig korrelation mellem områder med et stærkt fotosfærisk magnetfelt og områder i koronaen med høj røntgenintensitet. Det viser, at magnetfeltet har en meget vigtig rolle i denne proces.

Undersøger man forholdet mellem kræfterne i plasmaen og magnetfeltet, finder man, at gastrykket dominerer i og under fotosfæren, medens den magnetiske Lorentz-kraft er stærkest i koronaen. De fysiske kræfter, som dominerer plasmaens dynamiske udvikling, er med andre ord meget forskellig i de to områder.

Magnetfelters bevægelse

Matematisk kan udviklingen af magnetfeltet beskrives ved induktionsligningen. I den indgår to bidrag. Det første bidrag beskriver magnetfeltets ændring på grund af plasma, som flyttes forbi et fiks punkt i rummet. Det kan enten ske fordi hastigheden vinkelret på magnetfeltet varierer, eller på grund af en rumlig variation i magnetfeltet – dette er kendt som advektion. Det andet bidrag beskriver feltets ændring som følge af magnetisk dissipation, hvis effekt er at fjerne hurtige variationer i magnetfeltet med tiden.

For solens atmosfære er forholdet mellem advektion og dissipation, kendt som det magnetiske Reynoldstal af størrelsesorden 1010. Det betyder, at dissipation kun er vigtig for magnetfeltets udvikling over meget korte afstande, meget mindre end det, vi kan observere. Konvektionsbevægelserne i fotosfæren flytter derfor kontinuerligt rundt på det svage og middelstærke magnetfelt.

Når man ”skubber” til magnetfeltet forplanter forstyrrelsen sig langs feltlinierne op i koronaen. I koronaen dominerer den magnetiske Lorentz kraft, og her flyttes plasmaen rundt efter magnetfeltets ønsker. Da alle dynamiske felter har en tendens til at udvikles mod en minimums energitilstand, hvis de stresses på tidsskalaer der er længere end feltets typiske reaktionstid, forsøger korona magnetfeltet hele tiden at omstrukturere sig i takt med, at fodpunkterne ændrer position.

Hvis dette var den eneste aktive proces, ville udviklingen kun fortsætte i en begrænset periode. Magnetfeltet ville opnå en struktur som et bundt sammenfiltrede elastikker, og det ville ikke være muligt at flytte fodpunkterne i fotosfæren. Dette sker ikke. For efter magnetfeltet har opnået en vis kompleksitet kan det ikke længere finde en ny stabil tilstand, og i modsætning til sammenfiltrede elastikker vil magnetfeltets struktur begynde at kollapse i lokale områder.

Herved presses magnetfelter med forskellige rumlige orienteringer meget tæt sammen, og der dannes stærke strømkoncentrationer, hvor det magnetiske Reynoldstal bliver af størrelsesorden 1. og advektion og dissipation bliver lige betydningsfulde for udviklingen af magnetfeltet. På disse længdeskalaer er det muligt at ændre magnetfeltsstruktuen gennem en proces der, kendes som magnetisk reconnection. Reconnection gør det muligt, billedligt talt, at tage to feltlinier med forskellig orientering, bringe dem tæt sammen over en kort afstand, klippe dem over i dette område og bytte rundt på enderne. Resultatet er et simplere magnetfelt der indeholder mindre magnetisk energi.

Den energi, der frigives, konverteres til tre forskellige typer energi; ohmsk varme i diffusionsområdet, kinetisk plasmaenergi i form af plasmaaccelerationen væk fra diffusionsområdet, og endelig acceleration af enkeltpartikler til relativistisk hastighed. Disse processer finder sted i solens atmosfære – og mange andre steder f.eks. vekselvirkningen mellem solvinden og jordens magnetfelt, accretion disk omkring kompakte objekter og stjernedannelse, opvarmningen af røntgengasser omkring galaksehobe – og de er grundpillen i modeller for opvarmningen af solens korona.

Her, mere end 30 år efter konstateringen af sammenhængen mellem koronastrukturen og magnetfeltskoncentrationer, er vi stadig usikre på, nøjagtigt hvordan mekanismen virker i detaljer. Studier af reconnectionprocessen i tredimensionelle magnetfelter er et yderst aktivt forskningsområde, som jævnligt bidrager med nye overraskende resultater. 

Af lektor Klaus Galsgaard, Niels Bohr Institutet.