Sonda zbliżyła się do Słońca, redefiniując fizykę korony słonecznej

Wystarczająco blisko, by poczuć oddech Słońca: sonda kosmiczna przeleciała bliżej Słońca niż kiedykolwiek

Na początku tego roku sonda kosmiczna przeleciała bliżej Słońca niż jakikolwiek inny instrument w historii i dostarczyła zestaw pomiarów, które zmuszają fizyków do ponownego zdefiniowania klasycznego problemu w nauce o Słońcu. Parker Solar Probe agencji NASA wielokrotnie zanurzała się głęboko w zewnętrzną atmosferę Słońca, zbliżając się podczas swoich najodważniejszych przelotów na odległość około 3,8 miliona mil od widocznej powierzchni słonecznej. Te surowe pomiary cząstek i pól in situ — wykonane tam, gdzie rodzi się wiatr słoneczny i gdzie wciąż silnie oddziałuje on z polem magnetycznym Słońca — są obecnie wykorzystywane wraz z nowymi narzędziami analitycznymi, aby ujawnić, w jaki sposób energia jest przekazywana do wiatru słonecznego i dlaczego korona osiąga temperaturę milionów stopni.

Sonda Parker Solar Probe została wystrzelona w 2018 roku i wykorzystuje serię asyst grawitacyjnych Wenus, aby obniżyć swoje peryhelium i wejść w głąb wewnętrznej heliosfery. Podczas najbliższych przelotów statek kosmiczny wkroczył w regiony, które do niedawna stanowiły dla heliofizyków terytorium czysto teoretyczne. Ta bliskość ma kluczowe znaczenie: instrumenty na pokładzie sondy bezpośrednio badają rozkłady prędkości jonów i elektronów, a nie pośrednio poprzez zdalne sygnatury świetlne lub radiowe. Rozkłady te nie przypominają prostych, dzwonowatych krzywych maxwellowskich, które zakłada wiele modeli; zamiast tego są asymetryczne i ustrukturyzowane, niosąc ślady niedawnego nagrzewania i aktywności falowej.

Ponieważ sonda fizycznie przemierza koronę i młody wiatr słoneczny, naukowcy mogą porównywać lokalne pomiary z przewidywaniami długoletnich teorii. Zestaw danych jest niezwykły zarówno pod względem bliskości, jak i wierności pomiarów: pola magnetyczne, prędkości i gęstości cząstek, fale elektromagnetyczne w szerokim zakresie częstotliwości — wszystko to zmierzone w promieniu kilku milionów mil od Słońca. To połączenie pozwala badaczom testować, odrzucać i udoskonalać mechanizmy nagrzewania, które były przedmiotem debat przez ponad wiek.

Dlaczego zbliżenie się sondy do Słońca ujawnia wskazówki dotyczące nagrzewania korony

Stuletnią zagadką leżącą u podstaw tych obserwacji jest problem nagrzewania korony: zewnętrzna atmosfera Słońca, korona, jest o rzędy wielkości gorętsza niż widoczna powierzchnia pod nią. Fotosfera ma temperaturę bliską 5800 kelwinów, ale korona osiąga temperatury rzędu milionów kelwinów. To, jak energia przemieszcza się z niższych warstw Słońca do rzadkiej plazmy, która mimo to staje się znacznie gorętsza, stanowi zagadkę od czasu, gdy na początku XX wieku po raz pierwszy wywnioskowano istnienie wysokich temperatur w koronie.

Opublikowane w tym roku nowe badania wykorzystują bliskie pomiary Parker Solar Probe wraz z numerycznym narzędziem analitycznym o nazwie ALPS — Arbitrary Linear Plasma Solver — aby bezpośrednio zmierzyć się z tą zagadką. ALPS pozwala naukowcom obliczyć, w jaki sposób zaobserwowane, niemaxwellowskie rozkłady prędkości cząstek oddziałują z falami elektromagnetycznymi w skali jonowej: które fale są emitowane, które absorbowane i ile energii zostaje wymienione. Rezultatem jest znacznie bardziej szczegółowe rozliczenie przepływu energii w wewnętrznej heliosferie niż we wcześniejszych modelach, które zakładały termiczne populacje cząstek.

Co odkryła sonda: fale, tłumienie i powolne stygnięcie

Głównym wnioskiem z nowej analizy jest to, że wiatr słoneczny nie tylko rozszerza się i stygnie podczas ucieczki ze Słońca; zamiast tego podlega on ciągłemu nagrzewaniu w wyniku oddziaływań fala-cząstka w małej skali. Pomiary sondy Parker wykazują trwałe anizotropie i odstępstwa od równowagi termicznej w prędkościach jonów, a model ALPS wskazuje, że te cechy nietermiczne umożliwiają emisję i absorpcję fal w skali jonowej. Absorpcja tych fal przez określone populacje cząstek przekazuje im energię i spowalnia stygnięcie, które w przeciwnym razie wynikałoby z samej ekspansji.

Naukowcy opisują obserwowalną konsekwencję tego zjawiska jako „tłumienie”: energia fal jest przekształcana w energię kinetyczną cząstek i redystrybuowana między jony i elektrony. To tłumienie nie jest jednorodne — zależy od lokalnej geometrii magnetycznej, kształtu rozkładów prędkości oraz obecnych rodzajów fal — a to zróżnicowane przestrzennie nagrzewanie pomaga wyjaśnić, dlaczego korona pozostaje tak gorąca blisko Słońca i jak wiatr słoneczny zyskuje swoją prędkość podczas wypływu na zewnątrz.

Wpływ na pogodę kosmiczną, satelity i astrofizykę

To nie są tylko ezoteryczne szczegóły. Lepsze zrozumienie tego, jak i gdzie wiatr słoneczny jest nagrzewany, zasila bezpośrednio modele prognozujące ewolucję koronalnych wyrzutów masy i burz cząstek w drodze do Ziemi. Bardziej realistyczne traktowanie rozkładów cząstek i tłumienia zmieni obliczenia dotyczące tego, jak szybkie i energetyczne stają się erupcje słoneczne podczas podróży przez heliosferę. Dla operatorów satelitów, sieci energetycznych i tras lotniczych w pobliżu biegunów może to oznaczać lepsze ostrzeganie i mniejsze ryzyko.

Poza otoczeniem Ziemi, fizyka odkryta dzięki sondzie, która przeleciała bliżej Słońca niż kiedykolwiek, ma szeroki zasięg. Gorąca, namagnesowana plazma jest wszechobecna we wszechświecie — w dyskach akrecyjnych wokół czarnych dziur, wiatrach z innych gwiazd i rzadkim gazie między galaktykami. Te same rodzaje procesów fala-cząstka i nietermiczne rozkłady prędkości prawdopodobnie kontrolują dyssypację energii również w tych systemach, więc lekcje wyciągnięte z misji Parker będą włączane do modeli astrofizycznych przez nadchodzące lata.

Jak to zmienia obraz i co dalej

Do tej pory wiele modeli traktowało powstający wiatr słoneczny jako w przybliżeniu termiczny i stosowało uproszczone reguły dotyczące nagrzewania falowego. Nowe, bezpośrednie pomiary pokazują, że te założenia pomijają ważne kanały transferu energii. Łącząc dane in situ z solverami takimi jak ALPS, badacze mogą teraz przewidywać, które populacje cząstek zyskują energię i w jakich odległościach radialnych — przewidywania te mogą być weryfikowane podczas kolejnych przelotów sondy Parker, gdy próbkuje ona różne części korony w trakcie cyklu słonecznego.

Kolejne kroki obejmują rozszerzenie zestawu analizowanych przelotów, porównanie danych z sondy Parker z obserwacjami zdalnymi z innych statków kosmicznych oraz włączenie udoskonalonych parametrów nagrzewania do globalnych modeli heliosferycznych. Zespoły badawcze pracują już nad wyznaczeniem „punktu bez powrotu” w atmosferze Słońca — granicy, na której plazma wyrywa się z magnetycznego uwięzienia gwiazdy — oraz nad zbadaniem, jak tłumienie i absorpcja fal zmieniają się wraz z aktywnością słoneczną. W miarę jak Parker Solar Probe będzie coraz bardziej obniżać swoje peryhelium, mapy te zyskają na rozdzielczości i sile predykcyjnej.

Źródła