In een artikel dat verschijnt in Natuur . Onderzoekers van het MIT, de Universiteit van Edinburgh en elders ontdekken dat het magnetische veld van de zon zou kunnen voortkomen uit instabiliteiten in de buitenste lagen van de zon.

Het team genereerde een nauwkeurig model van het oppervlak van de zon en ontdekte dat wanneer ze bepaalde verstoringen, of veranderingen in de stroom van plasma (geïoniseerd gas) in de bovenste 5-10% van de zon, simuleerden, deze veranderingen aan het oppervlak voldoende waren om realistische magnetische golven te genereren. veldpatronen, met vergelijkbare kenmerken als wat astronomen op de zon hebben waargenomen. Hun simulaties in diepere lagen leverden daarentegen minder realistische zonneactiviteit op.

De bevindingen suggereren dat zonnevlekken en zonnevlammen het product kunnen zijn van een ondiep magnetisch veld, in plaats van een veld dat dieper in de zon ontstaat, zoals wetenschappers grotendeels hadden aangenomen.

“De kenmerken die we zien als we naar de zon kijken, zoals de corona die veel mensen zagen tijdens de recente zonsverduistering, zonnevlekken en zonnevlammen, houden allemaal verband met het magnetische veld van de zon”, zegt studieauteur Keaton Burns, wetenschappelijk onderzoeker in het MIT's afdeling Wiskunde.

"We laten zien dat geïsoleerde verstoringen nabij het oppervlak van de zon, ver van de diepere lagen, in de loop van de tijd kunnen groeien en mogelijk de magnetische structuren kunnen produceren die we zien."

Als het magnetische veld van de zon inderdaad uit de buitenste lagen komt, zou dit wetenschappers een betere kans kunnen geven bij het voorspellen van uitbarstingen en geomagnetische stormen die het potentieel hebben om satellieten en telecommunicatiesystemen te beschadigen.

‘We weten dat de dynamo zich gedraagt ​​als een gigantische klok met veel complexe, op elkaar inwerkende onderdelen’, zegt co-auteur Geoffrey Vasil, onderzoeker aan de Universiteit van Edinburgh. "Maar we weten niet veel van de stukjes en weten niet hoe ze in elkaar passen. Dit nieuwe idee van hoe de zonnedynamo begint, is essentieel om het te begrijpen en te voorspellen."

Tot de co-auteurs van de studie behoren ook Daniel Lecoanet en Kyle Augustson van Northwestern University, Jeffrey Oishi van Bates College, Benjamin Brown en Keith Julien van de Universiteit van Colorado in Boulder, en Nicholas Brummell van de Universiteit van Californië in Santa Cruz.

Stroomzone

De zon is een witgloeiende plasmabal die op het oppervlak kookt. Dit kookgebied wordt de ‘convectiezone’ genoemd, waar lagen en pluimen plasma kolken en stromen. De convectiezone omvat het bovenste derde deel van de straal van de zon en strekt zich ongeveer 200.000 kilometer onder het oppervlak uit.

"Een van de basisideeën voor het starten van een dynamo is dat je een gebied nodig hebt waar veel plasma langs ander plasma beweegt, en dat schuifbewegingen kinetische energie omzetten in magnetische energie", legt Burns uit. "Mensen dachten dat het magnetische veld van de zon wordt gecreëerd door de bewegingen helemaal onderaan de convectiezone."

Om precies vast te stellen waar het magnetische veld van de zon precies vandaan komt, hebben andere wetenschappers grote driedimensionale simulaties gebruikt om de plasmastroom door de vele lagen van het binnenste van de zon te achterhalen. "Deze simulaties vergen miljoenen uren op nationale supercomputerfaciliteiten, maar wat ze produceren is nog lang niet zo turbulent als de werkelijke zon", zegt Burns.

In plaats van de complexe plasmastroom door het hele lichaam van de zon te simuleren, vroegen Burns en zijn collega's zich af of het bestuderen van de stabiliteit van de plasmastroom nabij het oppervlak voldoende zou kunnen zijn om de oorsprong van het dynamoproces te verklaren.

Om dit idee te onderzoeken gebruikte het team eerst gegevens uit het veld van de 'helioseismologie', waarbij wetenschappers waargenomen trillingen op het oppervlak van de zon gebruiken om de gemiddelde structuur en stroming van plasma onder het oppervlak te bepalen.

"Als je een video maakt van een trommel en kijkt hoe deze in slow motion trilt, kun je de vorm en stijfheid van het trommelvel bepalen aan de hand van de trillingsmodi", zegt Burns. "Op dezelfde manier kunnen we trillingen die we op het zonneoppervlak zien gebruiken om de gemiddelde structuur aan de binnenkant af te leiden."

Zonne-ui

Voor hun nieuwe studie verzamelden de onderzoekers modellen van de structuur van de zon op basis van helioseismische waarnemingen. "Deze gemiddelde stromen lijken een beetje op een ui, waarbij verschillende lagen plasma langs elkaar heen draaien", legt Burns uit. "Dan vragen we ons af:zijn er verstoringen, of kleine veranderingen in de plasmastroom, die we bovenop deze gemiddelde structuur kunnen leggen, die zouden kunnen uitgroeien tot het magnetische veld van de zon?"

Om naar dergelijke patronen te zoeken, maakte het team gebruik van het Dedalus Project:een numeriek raamwerk dat Burns heeft ontwikkeld en dat met hoge precisie vele soorten vloeistofstromen kan simuleren. De code is toegepast op een breed scala aan problemen, van het modelleren van de dynamiek in individuele cellen tot de circulaties in de oceaan en de atmosfeer.

"Mijn medewerkers hebben jarenlang nagedacht over het probleem van het zonnemagnetisme, en de capaciteiten van Dedalus hebben nu het punt bereikt waarop we het kunnen aanpakken", zegt Burns.

Het team ontwikkelde algoritmen die ze in Dedalus integreerden om zelfversterkende veranderingen in de gemiddelde oppervlaktestromingen van de zon te vinden. Het algoritme ontdekte nieuwe patronen die konden groeien en tot realistische zonneactiviteit konden leiden. Het team heeft met name patronen gevonden die overeenkomen met de locaties en tijdschalen van zonnevlekken die astronomen sinds Galileo in 1612 hebben waargenomen.

Zonnevlekken zijn tijdelijke kenmerken op het oppervlak van de zon waarvan wordt aangenomen dat ze worden gevormd door het magnetische veld van de zon. Deze relatief koelere gebieden verschijnen als donkere vlekken in verhouding tot de rest van het witgloeiende oppervlak van de zon. Astronomen hebben lang waargenomen dat zonnevlekken voorkomen in een cyclisch patroon, waarbij ze elke elf jaar groeien en zich terugtrekken, en dat ze over het algemeen rond de evenaar bewegen, in plaats van nabij de polen.

In de simulaties van het team ontdekten ze dat bepaalde veranderingen in de plasmastroom, binnen slechts de bovenste 5-10% van de oppervlaktelagen van de zon, voldoende waren om magnetische structuren in dezelfde gebieden te genereren. Daarentegen produceren veranderingen in diepere lagen minder realistische zonnevelden die geconcentreerd zijn nabij de polen, in plaats van nabij de evenaar.

Het team was gemotiveerd om stromingspatronen nabij het oppervlak nader te bekijken, omdat de omstandigheden daar leken op de onstabiele plasmastromen in geheel andere systemen:de accretieschijven rond zwarte gaten. Accretieschijven zijn enorme schijven van gas en stellair stof die naar een zwart gat toe draaien, aangedreven door de 'magnetorotatie-instabiliteit', die turbulentie in de stroming veroorzaakt en ervoor zorgt dat deze naar binnen valt.

Burns en zijn collega's vermoedden dat een soortgelijk fenomeen een rol speelt bij de zon, en dat de magnetorotatie-instabiliteit in de buitenste lagen van de zon de eerste stap zou kunnen zijn in het genereren van het magnetische veld van de zon.

"Ik denk dat dit resultaat controversieel kan zijn", zegt hij. "Het grootste deel van de gemeenschap heeft zich gefocust op het vinden van dynamo-actie diep in de zon. Nu laten we zien dat er een ander mechanisme bestaat dat beter lijkt te passen bij observaties."

Burns zegt dat het team blijft onderzoeken of de nieuwe veldpatronen individuele zonnevlekken en de volledige elfjarige zonnecyclus kunnen genereren.